tag:blogger.com,1999:blog-86065398853765282742024-03-14T03:34:04.208+01:00Entendiendo la AstronomíaAnonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.comBlogger16125tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-5995936317198153042013-01-12T16:02:00.000+01:002013-04-20T08:02:17.687+02:00Los cometas<div style="text-align: justify;">
Espectaculares y enigmáticos, los cometas son un tipo de astro muy especial que desde siempre han motivado nuestro interés. Son los grandes viajeros del Sistema Solar, puesto que provienen de sus confines, mucho más allá de Neptuno y de Plutón, desde las zonas conocidas como el <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Cintur%C3%B3n_de_Kuiper" target="_blank">cinturón de Kuiper</a> y la <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nube_de_Oort" target="_blank">nube de Oort</a>, donde orbitan a un muy lejano Sol.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Cuando se encuentran allí, donde el Sol no es más que una estrella especialmente brillante entre todas las demás y el frío es extremo, los cometas son solo conglomerados de roca y hielo que lo orbitan muy lentamente, con tamaños del orden de algunos kilómetros. Pero de vez en cuando alguno de ellos recibe un ligero impulso gravitatorio extra, motivado por una determinada alineación planetaria, o de otros cometas próximos, y entonces su órbita se desestabiliza, haciéndolo penetrar en el interior del Sistema Solar y acercarse al Sol.</div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://4.bp.blogspot.com/-055-pYMMlZQ/UPEpCFqK8zI/AAAAAAAAEs4/InKn9xcdokc/s1600/mc_naught33.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="425" src="http://4.bp.blogspot.com/-055-pYMMlZQ/UPEpCFqK8zI/AAAAAAAAEs4/InKn9xcdokc/s640/mc_naught33.jpg" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: justify;">
<div style="text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">El espectacular cometa McNaught, que fue visible en 2007 desde el Hemisferio Sur.</span></div>
</div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://3.bp.blogspot.com/-Q1NyWuLoBS4/UPFeU5j37BI/AAAAAAAAEuo/VLLyUu2s48g/s1600/080908-comet-02.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="354" src="http://3.bp.blogspot.com/-Q1NyWuLoBS4/UPFeU5j37BI/AAAAAAAAEuo/VLLyUu2s48g/s640/080908-comet-02.jpg" width="640" /></a></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">Cometa West, en 1976.</span></div>
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Cuando la radiación solar es suficiente, a esos conglomerados de roca y hielo les empieza a pasar algo realmente llamativo, y es que parte del hielo pasa directamente a estado gaseoso -sublimación- con tal intensidad que se generan grandes chorros de gas que arrastran al espacio incluso partes sólidas minerales. Entonces el cometa desarrolla su característica cola, y si hay suerte y se aproxima al Sol lo suficiente, podemos llegar incluso a verla a simple vista en nuestro firmamento y dar lugar a uno de los más espectaculares fenómenos astronómicos.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Es posible que un cometa caiga directamente al Sol, o que al contrario, el paso por sus proximidades le lleve a tomar una trayectoria tal que el cometa haga un paso cercano a toda velocidad para después alejarse de él para siempre. Sin embargo, algunos de ellos adquieren órbitas estables, muy peculiares, que les hacen alejarse y después volver, en ciclos que pueden durar decenas, centenas o incluso miles de años y que se repiten una y otra vez. A este tipo de cometas se les llama <i>periódicos</i>, y el más famoso de ellos es el <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa_Halley" target="_blank">Halley</a>, que nos visita cada aproximadamente 76 años. De él hay registros históricos desde hace unos 2.500 años.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
La composición del núcleo de un cometa es verdaderamente interesante. Como hemos dicho es una mezcla de minerales y hielos de diferentes tipos. Las rocas son de hierro, magnesio, sodio y silicatos, mientras que el hielo se trata de agua, dióxido de carbono (hielo seco, el que en los años 80 se echaba en los escenarios para que produjera una capa de gas blanco sobre el suelo), de metano y de amoniaco.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/-z-AyrIst_ZU/UPFXGhrLEOI/AAAAAAAAEtY/BMbakqSyCDI/s1600/HRI_937_1.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="640" src="http://2.bp.blogspot.com/-z-AyrIst_ZU/UPFXGhrLEOI/AAAAAAAAEtY/BMbakqSyCDI/s640/HRI_937_1.jpg" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">Núcleo del cometa Tempel 1 captado por la sonda Deep impact, que fue lanzada contra él en 2005.</span></div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/-nCGwT6-7Bn0/UPFZYXWLiUI/AAAAAAAAEt4/koKJPDJ7LtM/s1600/halley_giotto_big.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="334" src="http://2.bp.blogspot.com/-nCGwT6-7Bn0/UPFZYXWLiUI/AAAAAAAAEt4/koKJPDJ7LtM/s640/halley_giotto_big.jpg" width="640" /></a></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">El famoso cometa Halley, captado por la sonda Giotto.</span></div>
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Quizás os llame la atención que haya hielo de agua. El agua o H2O es una molécula compuesta por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno. El primero es el elemento químico más simple y más común con diferencia en el Universo, mientras que el oxígeno en comparación es escaso, pero sin embargo habitual de encontrar al menos en nuestro querido Sistema Solar. De modo que es relativamente frecuente encontrar moléculas de agua en astros pertenecientes al Sistema Solar. El reto es encontrarla en forma líquida por considerarse además un excelente medio para el desarrollo de moléculas orgánicas complejas, de las cuales pueda llegar a formase vida. No es el caso de los cometas, en los que la tenemos congelada, o bien en forma de vapor o gas en la cola.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://1.bp.blogspot.com/-IAwvPqJpaho/UPFYKnPlWlI/AAAAAAAAEto/0kPOwmgWxXY/s1600/970401C_lodriguss+(1).jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="426" src="http://1.bp.blogspot.com/-IAwvPqJpaho/UPFYKnPlWlI/AAAAAAAAEto/0kPOwmgWxXY/s640/970401C_lodriguss+(1).jpg" width="640" /></a></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">Cometa Hale-Bopp, en 1997.</span></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
No obstante, en los cometas existen moléculas orgánicas complejas, en especial aminoácidos, y ello dio lugar a que se hablara de ellos como posible fuente de vida en la Tierra. Quizás aquí estaba el agua y los cometas trajeron moléculas basadas en la química del carbono con una complejidad suficiente para que se terminara desarrollando vida con posterioridad, en aquel lejano tiempo en que la Tierra, y todo el Sistema Solar, estaba en formación, los cometas eran mucho más abundantes y por tanto muy probable que de vez en cuando cayera alguno aquí. Personalmente es una teoría que no me apasiona especialmente, ya que considero que no es más que trasladar el problema del origen de la vida en la Tierra a los cometas. Sin embargo este es un asunto abierto, y hay que contarlo.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Toca seguir describiendo los cometas, y ahora es el turno de hablar de sus bellas colas, porque pueden desarrollar no sólo una, sino típicamente dos <span style="background-color: white;">o incluso algunos de ellos tres</span>, con longitudes enormes, del orden de millones de kilómetros.<br />
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://1.bp.blogspot.com/-1x9FexelmH4/UPFbRrzufaI/AAAAAAAAEuI/27VJ1bWUZSY/s1600/61.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="416" src="http://1.bp.blogspot.com/-1x9FexelmH4/UPFbRrzufaI/AAAAAAAAEuI/27VJ1bWUZSY/s640/61.jpg" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">Cometa Holmes, del 2007.</span></div>
</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Conforme el núcleo del cometa se calienta al ir aproximándose al Sol, los gases helados comienzan a sublimarse y a formar una especie de atmósfera que lo envuelve. A esta zona se le llama <i>coma</i>. Pero llega un momento en que el calor es tal que los gases se subliman con fuerza, en potentes chorros que salen despedidos hacia el espacio violentamente, arrastrando incluso polvo y trozos de roca. Así pues, el cometa desprende los mismos dos tipos de materiales que aloja en su núcleo -hielo y partículas finas minerales o polvo-, y cada uno de ellos se comportará en el espacio de manera diferente, por lo que se formarán dos colas.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Pero en el Sistema Solar, y más todavía en las proximidades del Sol, el espacio está siendo sometido a la radiación proveniente de nuestra estrella. Su luz ultravioleta provoca que los gases despedidos por el cometa se ionicen, lo cual hace que empiecen a brillar por sí mismos por el fenómeno de la fluorescencia -más o menos el mismo que hace brillar los tubos fluorescentes, y el mismo que da el brillo y color rojo característico a las nebulosas de emisión-. Además, el empuje del viento solar afecta en gran medida a la trayectoria de la cola de gases, o de iones, que adopta siempre una forma fina y alargada en sentido contrario al Sol.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
En cambio las partículas de polvo no son ni mucho menos tan sensibles al viento solar, y forman otra cola que sigue la misma trayectoria descrita por el cometa en su avance, como si fuera su estela. La cola de polvo es visible simplemente por efecto de la reflexión de la luz.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://3.bp.blogspot.com/-BoQGFONzsTI/UPFV4VmKu_I/AAAAAAAAEtI/J6GQNhhH9no/s1600/alfred6.JPG" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/-BoQGFONzsTI/UPFV4VmKu_I/AAAAAAAAEtI/J6GQNhhH9no/s1600/alfred6.JPG" /></a></div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://3.bp.blogspot.com/-_Mld8pYEicI/UPFWdAhKV5I/AAAAAAAAEtQ/olE6oGsx4Z4/s1600/cometaestru.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="512" src="http://3.bp.blogspot.com/-_Mld8pYEicI/UPFWdAhKV5I/AAAAAAAAEtQ/olE6oGsx4Z4/s640/cometaestru.gif" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Si el cometa es periódico, es decir, que recorre cíclicamente una órbita que le lleva a alejarse y acercarse al Sol muchas veces, puesto que en cada paso va arrojando partículas de polvo que permanecen en su misma órbita durante mucho tiempo, va creando una especie de tubo de partículas que crece en densidad con cada paso del cometa. Esto es muy interesante, ya que si la Tierra termina cruzando un tubo cometario es cuando aquí observamos las lluvias de estrellas fugaces o de meoteoros, en las que estas partículas penetran en la atmósfera y se desintegran por el rozamiento con los gases de sus capas altas.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Estos tubos cometarios son poco densos y de un diámetro considerable si el cometa ha dado muchos ciclos, ya que con el tiempo las partículas se van dispersando cayendo lentamente en órbitas espirales hacia el Sol -efecto <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Poynting-Robertson" target="_blank">Poynting-Robertson</a>-. Así, la Tierra necesita varios días en atravesar el tubo cometario mientras se mueve en su traslación alrededor del Sol. </div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Por ejemplo la famosa lluvia de estrellas de las Perseidas, que tiene su máximo alrededor del 10 de agosto todos los años, se produce al cruzar la Tierra el tubo cometario que el cometa 109P/Swift-Tuttle ha ido llenando de partículas de polvo durante cada uno de sus pasos por las proximidades del Sol.</div>
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://3.bp.blogspot.com/-2AVNZM4qKns/UPFc8Odle3I/AAAAAAAAEuY/rvB5z_PTYBM/s1600/leonidsmonuments_sabatini_960.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="452" src="http://3.bp.blogspot.com/-2AVNZM4qKns/UPFc8Odle3I/AAAAAAAAEuY/rvB5z_PTYBM/s640/leonidsmonuments_sabatini_960.jpg" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="color: #b45f06;">Lluvia de meteoros de las Leónidas, captadas en el histórico máximo del 2001</span><span style="color: #b45f06; font-size: x-small;">.</span></div>
<br />
<div style="text-align: justify;">
Como veis, los cometas aparte de bellísimos son astros muy interesantes y de cierta complejidad, que ademas pueden proporcionar claves sobre los procesos que terminaron llevando a la formación de vida en la Tierra, ahí es nada.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Actualmente hay un clima de expectación por ver qué ocurre con un cometa que se descubrió el año pasado más allá de la órbita de Saturno, el <a href="http://en.wikipedia.org/wiki/C/2012_S1" target="_blank">2012 S1 (ISON)</a> ya que si las predicciones actuales son correctas se convertirá en espectacular a finales de 2013 o principios de 2014. Esperemos que así sea.</div>
<br />
<div>
<br />
<span style="font-size: x-small;"><b>CRÉDITOS DE LAS IMÁGENES</b></span><br />
<span style="font-size: x-small;">1. S. Deiries / ESO</span><br />
<span style="font-size: x-small;">2. John Laborde</span><br />
<span style="font-size: x-small;">2. NASA</span><br />
<span style="font-size: x-small;">3. <a href="http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=15" target="_blank">Giotto Project, ESA</a></span><br />
<span style="font-size: x-small;">4. <a href="http://www.astropix.com/" target="_blank">Jerry Lodriguss</a></span><br />
<span style="font-size: x-small;">5. <a href="http://www.astroeder.com/digital/C17P_Holmes/20071104/17P_Holmes_20071104_eder_en.htm" target="_blank">Ivan Eder</a></span><br />
<span style="font-size: x-small;">6. <a href="http://www.astrosurf.com/cometas-obs/II_Jornada/Fotometria/fotometria.htm" target="_blank">Julio Castellano Roig</a></span><br />
<span style="font-size: x-small;">7. <a href="http://www.portalciencia.net/astrosscom.html" target="_blank">Portalciencia</a></span><br />
<span style="font-size: x-small;">8. Sean M. Sabatini </span></div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-39765238942139853572012-10-31T20:41:00.002+01:002012-10-31T20:45:03.003+01:00Los exoplanetas, planetas en otras estrellas.<div style="text-align: justify;">
Determinados avances científicos hacen que uno se sienta un poco viejo, y el descubrimiento de planetas alrededor de otras estrellas es uno de ellos. Hasta los años 90 detectar un planeta alrededor de otra estrella que no fuera el Sol resultaba utópico, pero en esa década se empezaron a descubrir los primeros. La progresión actual en la cifra de planetas detectados cada año crece exponencialmente a un ritmo vertiginoso. De hecho, si tomamos la gráfica de planetas nuevos por año pronto tendremos una curva que tienda al infinito...</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://1.bp.blogspot.com/-_wIzcv1lZxQ/UJFM2buOYGI/AAAAAAAAEXQ/hDa9vVC1GcU/s1600/eso0603a.jpeg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="480" src="http://1.bp.blogspot.com/-_wIzcv1lZxQ/UJFM2buOYGI/AAAAAAAAEXQ/hDa9vVC1GcU/s640/eso0603a.jpeg" width="640" /></a></div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Hoy conocemos ya nada menos que 632 sistemas planetarios en otras estrellas, que suman un total de 843 planetas. Pero la cifra crece casi a diario. La información actualizada la podéis encontrar en la web <a href="http://exoplanets.org/" target="_blank">Exoplanets</a>. La mayoría se encuentran a distancias del orden de 300 años luz, en nuestro vecindario galáctico más próximo, aunque el telescopio espacial Kepler ha aumentado esta distancia hasta 3.000 años luz en una estrecha franja del firmamento.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Hasta hace relativamente poco tiempo nuestro Sistema Solar era el único sistema planetario del que se conocía su existencia. Todas las elucubraciones sobre su formación y evolución, las teorías sobre la formación de planetas, e incluso las posibilidades de que exista vida en otro lugar del Universo estaban limitadas porque no éramos capaces de detectar planetas alrededor de otras estrellas.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/-w2WGofLm0xs/UJFNKDDT41I/AAAAAAAAEXY/bIA0kjSKBi4/s1600/469px-Planetas_extrasolares_descubiertos.png" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="640" src="http://2.bp.blogspot.com/-w2WGofLm0xs/UJFNKDDT41I/AAAAAAAAEXY/bIA0kjSKBi4/s640/469px-Planetas_extrasolares_descubiertos.png" width="499" /></a></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="color: blue; font-family: Trebuchet MS, sans-serif; font-size: x-small;">Evolución anual del nº de exoplanetas descubiertos</span></div>
<div style="text-align: center;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
No obstante, se suponía que la difultad técnica de este tipo de observación era la culpable de ello, y que con toda probabilidad el Universo estaría repleto de planetas. Pero no dejaba de ser una suposición. Necesitábamos instrumentos de una precisión que no teníamos. Se trataba de un problema técnico.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Todavía hoy somos incapaces de ver ninguna estrella que no sea el Sol como un disco con cierto tamaño. Las estrellas están increíblemente lejos de nosotros en comparación con sus tamaños. La resolución máxima que alcanzamos no se acerca siquiera a la necesaria para ello, de modo que las estrellas son puntos para nuestros telescopios. Las imágenes en las que esto no es así no muestran otra cosa más que el resplandor de la estrella, no su superficie, motivado tanto por saturar la capacidad de la cámara como por los defectos de la óptica. Las estrellas, a pesar de ser muy grandes, están demasiado lejos. Y los planetas no sólo son más pequeños sino que no emiten luz, tan sólo la reflejan.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
El primer método sugerido para detectar planetas era muy sencillo: si un planeta que gire alrededor de otra estrella se alinea con nosotros, oscurecerá en parte el brillo de la estrella. Obviamente no seremos capaces de ver el disco del planeta cruzar por delante del disco de la estrella, pero sí que podremos medir las sutiles diferencias en el brillo de la estrella. De medir el brillo de los astros se encarga la<i> fotometría,</i> disciplina que experimentó un avance espectacular con la invención de los sensores CCD para las cámaras.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
De esta forma, si medimos disminuciones regulares en la luminosidad de una estrella podremos inferir que un planeta se ha cruzado en nuestra línea visual. Es como ver minieclipses. Este método sin embargo presenta dos problemas: la mayoría de los planetas no tienen por qué cruzar por delante de nuestra visual, y además, puesto que será necesario observar repetidas veces la disminución de luminosidad en la estrella nos veremos obligados a observarla de forma casi constante, algo imposible en la práctica.<br />
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/-CFFPuncipDI/UJF-BKvFjpI/AAAAAAAAEXo/TPnxc7fEDtk/s1600/exoplanet-graph.gif" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/-CFFPuncipDI/UJF-BKvFjpI/AAAAAAAAEXo/TPnxc7fEDtk/s1600/exoplanet-graph.gif" /></a></div>
<div style="text-align: center;">
<span style="color: blue; font-family: Trebuchet MS, sans-serif; font-size: x-small;">Curva de la variación de luminosidad en el tiempo de una estrella. Indicador del tránsito de un planeta.</span></div>
</div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://4.bp.blogspot.com/-y3W06FqwslA/UJF-3AiQ9iI/AAAAAAAAEXw/o9r_jHBREOQ/s1600/656345main_ToV_transit_diag_4x3_946-710.jpeg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="300" src="http://4.bp.blogspot.com/-y3W06FqwslA/UJF-3AiQ9iI/AAAAAAAAEXw/o9r_jHBREOQ/s400/656345main_ToV_transit_diag_4x3_946-710.jpeg" width="400" /></a></div>
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
En cambio el método de las <i>velocidades radiales</i> está dando unos resultados mucho mejores. Se fundamenta en medir los minúsculos movimientos que el tirón gravitacional de un planeta genera en su estrella. Puesto que el planeta girará en una órbita elíptica, la estrella se verá afectada por la fuerza de la gravedad que éste ejerza sobre ella de forma variable y cíclica. Así, midiendo los pequeños cambios cíclicos en la posición de una estrella podemos determinar si hay un planeta a su alrededor, o varios. Incluso somos capaces de averiguar su masa, su período de rotación y hasta de qué están compuestos de forma general. </div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Alcanzar este grado de precisión en las observaciones es realmente meritorio. El modo de trabajo está basado en la observación del efecto doppler y el <i>desplazamiento de las líneas espectrales</i> de la luz de la estrella, un tema interesantísimo y clave en la astronomía sobre el que ya hablamos aquí tanto de la <a href="http://entendiendoastronomia.blogspot.com.es/2010/04/medicion-de-distancias-3-parte-las.html" target="_blank">distancia a las galaxias</a> como de la <a href="http://entendiendoastronomia.blogspot.com.es/2010/03/como-sabemos-de-que-estan-compuestos.html" target="_blank">espectroscopía</a>. Con ello deducimos en primer lugar el movimiento de la estrella en el sentido delante-atrás respecto a nosotros (nunca lateral o arriba-abajo) y con los datos de varias observaciones hallaremos el número de planetas, el período de su órbita y su masa.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Obviamente, los planetas que más fácilmente se detectan son los de período muy corto, de pocos días. Cuanto mayor es el período más tiempo necesitamos de observación y por tanto nos cuesta más encontrar planetas, aunque no por ello se han dejado de encontrar planetas con períodos del orden de cientos de días.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Muy recientemente saltó a primera página de los periódicos un emocionante descubrimiento: se había encontrado un planeta de tamaño similar al de la Tierra alrededor de la estrella más cercana al Sol, Alpha Centauri. Esta estrella en realidad se trata de un sistema triple, es decir, que son tres estrellas muy cercanas entre sí que rotan alrededor de un centro de masas común. No es algo tan exótico como pueda parecer sino que esta combinación es al contrario muy abundante -y no digamos ya los sistemas binarios con dos estrellas, que son más comunes incluso que las estrellas aisladas-. Sin embargo, el planeta presenta un período de rotación cortísimo, de tan sólo 3 días, lo cual implica que está muy cerca de la estrella, demasiado cerca.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Esto nos introduce en otro concepto al que nos referimos cuando tratamos sobre la posibilidad de vida en otros planetas, el de la zona de habitabilidad. Se dice que un planeta se encuentra en una zona habitable cuando su distancia respecto a su estrella madre es tal que permite la existencia de agua en forma líquida, es decir, entre 0 y 100 ºC. Aunque no tenga que ser necesariamente así, la vida que conocemos necesita del agua como medio catalizador, además de estar compuesta por moléculas y elementos muy básicos. Si la estrella es de brillo muy intenso su zona habitable estará alejada, mientras que si el brillo es débil estará más cerca. Desde luego el planeta "gemelo" del que hablábamos no se encuentra en la zona habitable de su estrella, ya que se calcula que su temperatura superficial es de unos 1.200 ºC al estar tan cerca de su estrella, tan sólo un 8% de la distancia que nos separa a nosotros del Sol.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br /></div>
<div style="text-align: justify;">
Imaginemos que lo estuviera, o que descubrimos pronto otro planeta que sí fuera habitable esté en la estrella más cercana posible después del Sol. Parece que es sólo cuestión de tiempo hacerlo. El siguiente paso sería encontrar vida, y más aún, vida inteligente. ¿Habrá alguien más por ahí fuera dándole vueltas a encontrar su lugar en el Cosmos como hacemos nosotros? ¿Seremos los únicos? Carl Sagan decía una frase muy bonita: "Somos la encarnación local del Cosmos que ha crecido hasta tener consciencia de sí"... Así es pero, ¿tendremos el valor añadido de ser los únicos? Si lo lógico y la realidad fueran unidos, podríamos decir rotundamente que no, que el Universo en cambio debería rebosar de vida.</div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-15326226318513741432010-11-16T13:30:00.003+01:002010-11-16T13:43:49.501+01:00El espacio y la gravedad<div style="text-align: justify;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJ7cwHlgZI/AAAAAAAACp4/yPll9xbAqX4/s1600/shuttle.jpg"><img style="float: right; margin: 0pt 0pt 10px 10px; cursor: pointer; width: 220px; height: 320px;" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJ7cwHlgZI/AAAAAAAACp4/yPll9xbAqX4/s320/shuttle.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5540126225502405010" border="0" /></a>Uno puede acabar sus estudios de Bachillerato o incluso carreras técnicas en las que la Física es una asignatura obligatoria y lo que le hayan enseñado sobre la gravedad sea sólo lo que Newton descubrió en el s. XVII, es decir, la famosa <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ley_de_gravitaci%C3%B3n_universal">Ley de la Gravitación Universal</a> que describe matemáticamente cómo los cuerpos con masa se atraen entre sí, como una fuerza que depende de la distancia.<br /></div><div style="text-align: justify;"><br />Esta Ley sencilla y elegante nos sirve todavía hoy para determinar con exactititud todo aquello que tenga que ver con la fuerza de la gravedad en lo cotidiano, e incluso para poner en órbita un satélite o para hacer un viaje a cualquier planeta del Sistema Solar. Describe con precisión lo que Newton observó en la Naturaleza.<br /><br />Pero a principios del s. XX Albert Einstein propuso algo nuevo, radicalmente nuevo, guiado por una intuición genial y por unas matemáticas mucho más complejas, difíciles por cierto para ser enseñadas en una educación generalista no especializada. Desarrolló la idea de que <span style="font-style: italic; font-weight: bold;">las masas deforman el espacio</span> a su alrededor. El espacio, algo sobre lo que no se había escrito mucho, pasa a tener entidad propia y resulta que es sensible a la presencia de una masa, que lo deforma. La fuerza de la gravedad es por tanto una ilusión y un efecto de la geometría. La Ley de la Gravitación Universal nos sigue funcionando pero es el propio espacio el que nos empuja hacia el suelo aquí en la superficie de la Tierra.<br /><br /><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TNPEl-Ghq2I/AAAAAAAACpM/8d7IC2psxvM/s1600/300px-Spacetime_curvature.png"><img style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center; cursor: pointer; width: 300px; height: 132px;" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TNPEl-Ghq2I/AAAAAAAACpM/8d7IC2psxvM/s400/300px-Spacetime_curvature.png" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5535984523573046114" border="0" /></a>Esta idea revolucionaria ha sido ya demostrada ampliamente. Igual que con la ley de Newton, predice los efectos de la gravedad en nuestra vida cotidiana con precisión, pero además, explica cosas que observamos en el Universo que no encajarían con la Ley de la Gravitación Universal. La física newtoniana sigue sin embargo aplicándose en la mayor parte de nuestros cálculos por su mayor sencillez matemática.<br /><br /><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJjhr0VRcI/AAAAAAAACpo/1aiweReIPXA/s1600/gravedad_640.jpg"><img style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 183px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJjhr0VRcI/AAAAAAAACpo/1aiweReIPXA/s400/gravedad_640.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5540099921968186818" border="0" /></a>Y os estaréis preguntando en qué no funciona bien la Ley de la Gravitación Universal. Pues se trata de aquello relacionado con la luz. Tenemos que hablar de ella.<br /><br />La naturaleza de la luz es un asunto bastante comprometido. En realidad, sabemos de sus propiedades, pero si queremos determinar de qué se trata tenemos un problema de lo más embarazoso, puesto que en determinados aspectos se comporta como una onda, pero en otros lo hace como una partícula o una sucesión de partículas, dicho sea de paso, sin masa ni carga eléctrica. Esto sí se da en Bachillerato: la <span style="font-style: italic;">dualidad onda-corpúsculo</span> de la luz, es decir, que para unas cosas diremos que es una onda, y para otras que es una partícula, llamada <span style="font-style: italic;">fotón</span>. Hay múltiples experimentos que demuestran su validez en uno y otro sentido, y a pesar de los esfuerzos todavía hoy no tenemos una teoría que unifique ambos enfoques.<br /><br /><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJmq27onWI/AAAAAAAACpw/FiRZ5nop9hE/s1600/albert_einstein1.jpg"><img style="float: right; margin: 0pt 0pt 10px 10px; cursor: pointer; width: 147px; height: 200px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJmq27onWI/AAAAAAAACpw/FiRZ5nop9hE/s200/albert_einstein1.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5540103378105310562" border="0" /></a>El caso es que para lo que aquí tratamos, la gravedad, la propiedad de la luz más importante es que no tiene masa. Por este motivo, según Newton, la luz no se vería afectada por la fuerza de la gravedad: puesto que no tiene masa, su trayectoria no será alterada al pasar junto a un cuerpo que sí la tenga. Sin embargo, según Einstein, el espacio alrededor del cuerpo con masa estaría deformado, lo cual haría que la luz sí se desviara de su trayectoria.<br /><br />Poco después de que Einstein propusiera su teoría se produjo un eclipse de Sol que sirvió como primera evidencia experimental de que estaba en lo cierto. En un eclipse de Sol la Luna tapa el disco solar y desaparece así su intenso brillo, lo cual permite observar el fondo de estrellas muy cerca de él. El Sol, con una masa considerable, debería ser capaz de deformar el espacio significativamente y así, los rayos de luz provenientes de estrellas lejanas se desviarían. Las posiciones de las estrellas aparentaron cambiar -muy levemente, pero lo hicieron- lo cual dio a Einsten fama a nivel mundial y confirmó que, en efecto, la masa distorsiona el espacio.<br /><br /></div><div style="text-align: center;"><object width="425" height="344"><param name="movie" value="http://www.youtube.com/v/-zDI30pOST8?fs=1&hl=es_ES"><param name="allowFullScreen" value="true"><param name="allowscriptaccess" value="always"><embed src="http://www.youtube.com/v/-zDI30pOST8?fs=1&hl=es_ES" allowscriptaccess="never" allowfullscreen="true" wmode="transparent" type="application/x-shockwave-flash" width="425" height="344"></embed></object><br /></div><div style="text-align: justify;"><br />Por otro lado, debemos comentar que la Teoría de Relatividad de Einstein demuestra muchas otras cosas, y por ellas deja de referirse al espacio como tal, ya que le añade el tiempo como otra dimensión geométrica más que está indisolublemente asociada a las tres dimensiones espaciales tradicionales de la geometría. A partir de Einstein hablaremos del <span style="font-style: italic;">espacio-tiempo</span>. Einstein nos dice que la diferencia entre componentes espaciales y temporales sólo es relativa según el estado de movimiento del observador. Un tema aparte.<br /><br />Volviendo a lo de antes, otra bonita demostración entre muchas otras de que la masa deforma el espacio-tiempo la encontramos en las lentes gravitacionales, predichas por Einstein y halladas a finales del s. XX. En la imagen de abajo vemos el conjunto de galaxias Abell 2218, en el cual entre una buena cantidad de galaxias de todo tipo vemos unos extraños arcos.<br /><br /><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJgPeHFbRI/AAAAAAAACpg/kQAmPVHcUsA/s1600/abell2218.jpg"><img style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 400px;" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/TOJgPeHFbRI/AAAAAAAACpg/kQAmPVHcUsA/s400/abell2218.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5540096310516215058" border="0" /></a><br />Pues bien, esos arcos contienen la luz distorsionada de galaxias aún más lejanas, cuya trayectoria se deforma por la gran deformación del espacio-tiempo que origina el grupo de galaxias en primer término.<br /><br />Como os podréis imaginar, todo este tema da para mucho más que esta sencilla introducción. Einstein nos abrió los ojos a cosas fantásticas.<br /></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com4tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-2760143390942346192010-05-01T00:35:00.003+02:002010-05-01T00:43:01.948+02:00Los cúmulos globulares<div style="text-align: justify;">Igual que ocurre con las nebulosas, si sabemos dónde mirar en el firmamento podemos encontrar varios cúmulos globulares. Hay muchos de ellos orbitando alrededor de nuestra galaxia, siguiendo rutas que los llevan fuera del plano del disco espiral galáctico. De la misma forma, con telescopios potentes podemos ver que las demás galaxias también cuentan con ellos.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Un cúmulo globular cualquiera tiene un aspecto que impresiona:</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rm_mNYEiI/AAAAAAAACOg/eCV7E1OmihU/s1600/hs-2008-14-a-xlarge_web.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="584" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rm_mNYEiI/AAAAAAAACOg/eCV7E1OmihU/s640/hs-2008-14-a-xlarge_web.jpg" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Son miles de estrellas asociadas entre sí por la gravedad, formando un conjunto esférico en el que todas ellas giran alrededor de su centro. La cantidad de estrellas típica ronda la cifra del medio millón.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">La descripción de estos cúmulos es por tanto bastante sencilla, pero si nos preguntamos por qué se han formado, por qué se salen del plano galáctico, qué hay en su núcleo, y por qué sus estrellas consiguen ser tan estables y tan viejas, hasta el punto de que se consideran las más viejas que existen en nuestra galaxia, se acabó la sencillez. A pesar de tratarse de unos astros bastante abundantes, no hay respuestas claras a estas preguntas. Son una asignatura pendiente de la astronomía.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Aunque los cúmulos globulares se componen de estrellas viejas, en su mayoría gigantes rojas, es muy frecuente que en ellos encontremos estrellas azules, un color propio de las estrellas jóvenes. Sin embargo, se cree que estas estrellas azules son incluso más viejas. Tiene una explicación, y es que para estrellas de masa inicial similar a la del Sol, cuando alcanzan edades aún superiores a las de la fase de gigante roja y se encuentran fusionando helio en el núcleo e hidrógeno en las capas intermedias, su color se torna azulado como cuando eran jóvenes. En el diagrama H-R que clasifica las estrellas éstas ocupan lo que se llama <i>Rama Horizontal</i>, o HB, saliendo de la <i>Secuencia Principal</i>.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rnmkkwEhI/AAAAAAAACOo/i-jPTjGXBKo/s1600/hs-2001-33-a-web_print.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rnmkkwEhI/AAAAAAAACOo/i-jPTjGXBKo/s320/hs-2001-33-a-web_print.jpg" /></a></div><div style="text-align: justify;">Al hilo de esto, como curiosidad, muchas de las estrellas HB se convierten en pulsantes, variado su luminosidad con el tiempo de forma cíclica. A estas estrellas HB pulsantes se las conoce con el nombre genérico de <i>RR Lyrae</i>, caracterizadas por tener un período de 13 horas y una magnitud aparente que oscila entre 7 y 8. Se trata de un importante tipo de candelas estándar para medir distancias de forma similar a como ocurre con las estrellas Cefeidas y explicamos aquí.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Los cúmulos globulares de la Vía Láctea son muy viejos. Se estima que se formaron prácticamente a la vez que la galaxia. Esto se puede saber hallando el índice de metalicidad -proporción de elementos químicos más pesados que el helio- de las estrellas que alberga, que es muy bajo. Esto implica que no son estrellas grandes, sino de masa similar o algo menor que la del Sol -la masa típica es de 0,80 masas solares- y que no contienen elementos pesados provenientes de nebulosas planetarias o remanentes de supernova, algo habitual en las estrellas que pueblan el disco galáctico, simplemente porque fueron de las primeras en formarse y por tanto las nebulosas entonces no contenían todavía estos elementos pesados generados en los estertores finales de las estrellas viejas.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Sin embargo no todos los cúmulos globulares son tan viejos. En algunos casos, siempre en otras galaxias, encontramos algunos cúmulos de menor edad. Es posible por tanto que se originen no sólo en el momento de la creación de la galaxia, sino también después en posibles cruces con otras galaxias.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">El centro de los cúmulos globulares es sin duda un lugar interesante. Cerca de él la concentración de estrellas puede ser de unas 300 por año luz cúbico -recordemos que por ejemplo la estrella más cercana al Sol está a más de 4 años luz-. ¿Os imaginais qué aspecto puede tener el cielo desde un planeta de cualquiera de ellas? Parece increíble que con esa densidad las estrellas no terminen chocando entre ellas, pero es evidente que no es así. Las trayectorias de sus órbitas alrededor del centro son muy complejas, estando muy lejos de parecerse a las elipses casi regulares que por ejemplo siguen los planetas alrededor del Sol, puesto que al estar tan juntas cada estrella ejerce un considerable tirón gravitacional sobre las demás que altera la órbita teórica sobre el centro de masas del grupo.</div><div style="text-align: justify;"></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9roBBQTiEI/AAAAAAAACOw/GQR6ZVIzi1s/s1600/hs-1997-35-a-web_print.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><br />
</a></div><div style="text-align: justify;">No obstante, aunque siga siendo muy difícil que las estrellas lleguen a chocar, los encuentros cercanos sí son muy habituales y ello da lugar a la formación de astros bastante exóticos, como las estrellas rezagadas azules (blue stragglers), púlsares con un período entre 1 y 10 milisegundos (millisecond pulsars o MSP), o las binarias de baja masa y rayos X (low-mass X-ray binaries o LMXRB). Algún día habrá que hablar de ellos, pero hoy no toca.</div><div style="text-align: justify;"></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rm_mNYEiI/AAAAAAAACOg/eCV7E1OmihU/s1600/hs-2008-14-a-xlarge_web.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><br />
</a></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9roBBQTiEI/AAAAAAAACOw/GQR6ZVIzi1s/s1600/hs-1997-35-a-web_print.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="300" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9roBBQTiEI/AAAAAAAACOw/GQR6ZVIzi1s/s400/hs-1997-35-a-web_print.jpg" width="400" /></a></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9rm_mNYEiI/AAAAAAAACOg/eCV7E1OmihU/s1600/hs-2008-14-a-xlarge_web.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><br />
</a></div><div style="text-align: justify;">Encontramos cierta controversia sobre qué ocupa el centro mismo de un cúmulo globular. Hay estudios basados en datos aportados por el Telescopio Espacial Hubble que dicen confirmar la existencia de agujeros negros en los núcleos de los cúmulos M15 y Mayall II, éste en la galaxia de Andrómeda. También podría darse el caso de que no los hubiera, debiendo estar ocupados por cuerpos densos y pesados como enanas blancas o estrellas de neutrones por el efecto de segregación de la masa, que predice que los miembros más pesados de un sistema gravitatorio tienden a acercarse a su centro. </div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">En resumen, estamos ante uno de los astros más enigmáticos y donde quizás más sorpresas podamos encontrar en el futuro.</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; text-align: justify;"><b><span style="font-size: xx-small;">IMÁGENES:</span></b></div><div style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; text-align: justify;"><span style="font-size: xx-small;">1.- Cúmulo Omega Centauri, por el <a href="http://hubblesite.org/">Telescopio Espacial Hubble</a>.</span></div><div style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; text-align: justify;"><span style="font-size: xx-small;">2 y 3.- Créditos sobre las propias imágenes.</span></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com2tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-83820308405730139452010-04-24T08:35:00.002+02:002013-01-12T22:18:49.508+01:00Las nebulosas<div style="text-align: justify;">
Si sabemos hacia dónde mirar, en el firmamento podemos ver a simple vista varias manchas blanquecinas muy tenues con aspecto algodonoso. Algunas de ellas son nebulosas, uno de los tipos de astros más comunes y llamativos.<br />
</div>
<div style="text-align: justify;">
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Ld634qYMI/AAAAAAAACOA/pOWVuAiq_YE/s1600/RhomosaicS.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" height="499" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Ld634qYMI/AAAAAAAACOA/pOWVuAiq_YE/s640/RhomosaicS.jpg" width="640" /></a></div>
<br />
Ya hablamos de ellas al referirnos al modo en que nacen las estrellas, pero es obligatorio extendernos más puesto que estamos ante unos de los astros más interesantes tanto científicamente como para el aficionado a la astronomía, puesto que al telescopio podemos llegar a ver un gran número de ellas.<br />
<br />
Las nebulosas son básicamente zonas del espacio interestelar en las que existe una concentración de gas y polvo. El gas que en mayor proporción se encuentra es el hidrógeno, aunque hay presencia de otros muchos. Las partículas de polvo son muy pequeñas, comparables a las del humo de un cigarro.<br />
<br />
Ahora bien, aunque esta definición es válida para todas las nebulosas, hay que diferenciarlas en varios tipos. El modo de llamarlas induce a la confusión a mi modo de verlo, pero al final es bastante fácil:<br />
<br />
<span style="font-style: italic; font-weight: bold;">1.- Nebulosas difusas.</span><br />
<br />
Muy ricas en hidrógeno, con tamaños enormes del orden de decenas de años luz e incluso más. Son una fuente potencial -y en la mayoría de los casos real- de nuevas estrellas, que se forman dentro de ellas al aglutinarse localmente por efecto de la gravedad. Una nebulosa difusa normal en tamaño puede llegar a generar cientos o miles de estrellas.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9F8cAOPpOI/AAAAAAAACNU/LVIEpwcnOM0/s1600/M16F970_schedler.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="438" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463284643515049186" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9F8cAOPpOI/AAAAAAAACNU/LVIEpwcnOM0/s640/M16F970_schedler.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a><br />
Una vez que una estrella empieza a emitir radiación dentro de su nebulosa madre, genera una presión hacia fuera en el espacio circundante que hace que los componentes de la nebulosa alteren sus posiciones, lo que puede ayudar a la generación de nuevos conglomerados de material que terminen siendo estrellas -a estas zonas de material nebular más denso se las conoce como <span style="font-style: italic;">nódulos de Bok</span>-.<br />
<br />
Esa radiación que emana de las estrellas jóvenes contiene luz ultravioleta. La radiación ultravioleta de las grandes estrellas jóvenes tipo O -recordemos el diagrama de Hertzsprung-Russell- ioniza a los átomos de hidrógeno de la nebulosa, de modo que se produce el fenómeno conocido como fluorescencia al transformarse esa radiación en luz visible. Sólo cuando esto ocurre decimos que estamos ante una nebulosa del tipo HII.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9GETNvAonI/AAAAAAAACNc/5pOZYQYwUtw/s1600/ic5067_2005-08-03_id1013_big.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="424" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463293288616338034" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9GETNvAonI/AAAAAAAACNc/5pOZYQYwUtw/s640/ic5067_2005-08-03_id1013_big.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a><br />
Cuando la nebulosa no contiene todavía estrellas jóvenes en su interior o en sus inmediaciones, decimos que se trata de nebulosas tipo HI. Este tipo de nebulosas son las de mayor tamaño de todas y de menor densidad. En ellas la temperatura ronda tan sólo los 100 grados Kelvin, mientras que en las nebulosas tipo HII, mucho más densas y cargadas de iones, ésta llega a los 10.000 K. Las nebulosas tipo HI no emiten radiación en la franja visible del espectro electromagnético, siendo sólo detectables en la región de radio.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Foiti9NnI/AAAAAAAACMk/xNradxOVFZs/s1600/ic1805color.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="476" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463262768528176754" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Foiti9NnI/AAAAAAAACMk/xNradxOVFZs/s640/ic1805color.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a><br />
Las nebulosas HII, que como hemos dicho emiten luz por el fenómeno de la fluorescencia al recibir iones de las potentes estrellas tipo O cercanas, se dice también que son <span style="font-style: italic; font-weight: bold;">nebulosas de emisión</span>. En ellas predomina el color rojo.<br />
<br />
Se da también el caso de que las estrellas del interior o cercanas a la nebulosa no sean del tipo O. Cuando eso ocurre, la luz de éstas puede ser simplemente reflejada por las partes más próximas de la nebulosa. Digamos que las estrellas están iluminando las partes más próximas de nebulosa, por lo que ésta se nos hace visible. No hay ningún misterio en ello, sino que es lo mismo por lo que de día vemos bien las cosas y de noche no, por la presencia o no de luz del Sol que se refleja en los objetos. Entonces diremos que estamos ante una <span style="font-weight: bold;">nebulosa de reflexión</span>. En ellas predomina el color azul.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fc_ainmoI/AAAAAAAACME/FTnf6dlmj6k/s1600/n7023block.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="484" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463250067503159938" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fc_ainmoI/AAAAAAAACME/FTnf6dlmj6k/s640/n7023block.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a>Cuando no se produce ni una cosa ni la otra, y la nebulosa por tanto no recibe radiación suficiente ni para que emita luz por sí misma ni para que la refleje, lógicamente será difícil que la podamos ver en el rango visible del espectro. Sólo lo haremos cuando por contraste con el fondo del cielo sea evidente que algo nos tapa la luz de lo que hay detrás, o bien mediante fotografías que acumulen una elevada cantidad de luz. A éstas las llamamos <span style="font-weight: bold;">nebulosas de absorción</span>, o <span style="font-weight: bold;">nebulosas oscuras</span>.<br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fe-btUuOI/AAAAAAAACMM/8J1OVPuEBcw/s1600/b72_STL11K_E180.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="426" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463252249659881698" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fe-btUuOI/AAAAAAAACMM/8J1OVPuEBcw/s640/b72_STL11K_E180.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a>En realidad es muy difícil que una nebulosa no llegue a reflejar NADA de luz visible, sino que hacen falta buenos medios y como decíamos, ser capaces de acumular mucha luz en los sensores de las cámaras, de modo que el término de nebulosa oscura a mi modo de ver se queda antiguo hoy por hoy. No hay más que darse una vuelta por ejemplo por la galería de imágenes de la web de <a href="http://tvdavisastropics.com/index.htm">Tom Davis</a>, un aficionado que se ha especializado en estas nebulosas, para darse cuenta de ello.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9FgZz9ka4I/AAAAAAAACMU/vniqdrIGybI/s1600/astroimages-1_i0000d6.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="640" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463253819538566018" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9FgZz9ka4I/AAAAAAAACMU/vniqdrIGybI/s640/astroimages-1_i0000d6.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a>Como es lógico, hay un gran número de nebulosas en las que encontramos zonas de los tres tipos mencionados de emisión, reflexión y absorción. No son excluyentes, sino que al tratarse de cuerpos tan vastos en tamaño podemos encontrar partes afectadas por las radiaciones ultravioleta de las estrellas tipo O, o partes iluminadas por otros tipos de estrellas, o bien zonas menos iluminadas que ocultan lo que tienen detrás.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fit0DLBjI/AAAAAAAACMc/Jq4reKDoP2I/s1600/M42_0712.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="456" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463256362182706738" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fit0DLBjI/AAAAAAAACMc/Jq4reKDoP2I/s640/M42_0712.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a>En la imagen superior, de la archifamosa Nebulosa de Orión y la NGC 1977 -en la parte izquierda- las zonas rojas son de emisión, las azuladas y blanquecinas de reflexión, y además se aprecian claramente franjas oscuras de absorción.<br />
<br />
<span style="font-style: italic; font-weight: bold;">2.- Nebulosas planetarias.</span><br />
<br />
Un tipo bien distinto de nebulosas son las que se conocen como planetarias. A pesar de su nombre, no tienen nada que ver con los planetas. El nombre viene de tiempo atrás, por su pequeño tamaño aparente y por su forma, generalmente redonda, que se asemeja a la de un planeta visto al telescopio.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fz8cGlXpI/AAAAAAAACNE/uXo0jFrA29s/s1600/lrg_helix.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em; text-align: center;"><img alt="" border="0" height="400" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463275305150275218" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9Fz8cGlXpI/AAAAAAAACNE/uXo0jFrA29s/s400/lrg_helix.jpg" style="float: right; margin: 0pt 0pt 10px 10px;" width="262" /></a><br />
<br />
Las nebulosas planetarias son nebulosas de emisión generadas en las últimas etapas de la evolución de las estrellas con una masa inicial comprendida entre 0,8 y 8 veces la del Sol. Son por tanto nebulosas generadas por estrellas viejas, y ricas en los elementos químicos que se han creado dentro de éstas por fusiones nucleares durante su existencia. En estas etapas la estrella ha transformado el hidrógeno inicial en helio, y sigue generando reacciones de fusión con este elemento. Sin embargo estas reacciones son inestables y la estrella se convulsiona, despidiendo al espacio sus capas más exteriores. La nueva superficie de la estrella, más caliente al haber estado antes en el interior de la estrella, termina también siendo despedida, y así cíclicamente hasta que la superficie de la estrella que queda presenta una temperatura de unos 30.000 K. Entonces, la radiación que emite la estrella emite lo suficiente en ultravioleta para ionizar las capas expulsadas, que en ese momento empiezan a brillar por emisión.<br />
<br />
Estas nebulosas tienen un tamaño típico de sólo 1 año-luz -muy inferior al tamaño de las nebulosas difusas de las que hemos hablado- y sus formas son muy diversas y complejas. La estrella que las genera, en su fase final de <span style="font-style: italic;">enana blanca</span>, suele verse en el centro.<br />
<br />
<span style="font-style: italic; font-weight: bold;">3.- Nebulosas remanentes de supernova.</span><br />
<br />
Por último, nos queda hablar sobre un tercer tipo de nebulosa, que también tiene que ver con el final de una estrella, pero esta vez de las estrellas más grandes, con un tamaño inicial de más de 8 veces la masa del Sol. El proceso que se desencadena en ellas cuando terminan las reacciones de fusión es mucho más violento y se conoce como <span style="font-style: italic;">supernova</span>. Se trata de la reacción más energética que se conoce en el universo, y en ella se produce la expulsión violenta al espacio de grandes masas de material de la estrella, justo después de haberse producido en ella el colapso final al caer las capas externas hacia su interior. Estas estrellas con más masa además han sido capaces de generar fusión hasta del hierro, por lo que la nebulosa a la que dan lugar será muy rica en elementos químicos pesados.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9F590G0KcI/AAAAAAAACNM/p5ZoCLdEEU4/s1600/Semeis+147.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="422" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463281925843331522" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9F590G0KcI/AAAAAAAACNM/p5ZoCLdEEU4/s640/Semeis+147.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a><br />
El material que expulsa la estrella viaja en una onda de choque que barre el espacio circundante a toda velocidad -unos 3.000 km/s- de modo que cuando colisiona con el gas del medio interestelar se alcanza una temperatura en la onda de choque de unos 10 millones de grados Kelvin, por lo que queda ionizado y por tanto se transforma en una nebulosa de emisión.<br />
<br />
Estas ondas de choque tan fuertes alteran en gran medida el espacio circundante, lo cual favorece la acreción de material en la nebulosas difusas que pueda encontrar por el camino. Cuando esto ocurre, se favorece la creación de nuevas estrellas, en las que además habrá elementos químicos pesados provenientes de la supernova. Así, tanto en las nuevas estrellas como en sus posibles sistemas planetarios, se podrán encontrar estos elementos, mucho más raros en proporción con los básicos de hidrógeno y helio.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9GG0byzghI/AAAAAAAACNk/XnVO9TKIp4E/s1600/m1_not_big.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" height="640" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5463296058349290002" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S9GG0byzghI/AAAAAAAACNk/XnVO9TKIp4E/s640/m1_not_big.jpg" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" width="640" /></a>Es el caso de la Tierra y de los seres vivos que estamos aquí, que contenemos elementos que se formaron alguna vez inequivocamente en una supernova, fueron lanzados al espacio a gran velocidad, se terminaron mezclando con una gran nebulosa de hidrógeno y de ella se formó nuestro Sol y nuestro planeta.<br />
<br />
Como hemos visto, y terminando ya, las nebulosas están íntimamente relacionadas con la evolución de las estrellas, sobre todo con su nacimiento y su muerte. Y el ciclo nunca termina. Cada vez que muere una estrella se favorece la creación de otras nuevas.<br />
<br />
Espero que en mi cerebro haya terminado habiendo el suficiente fósforo para haberme sabido explicar :)<br />
<span style="font-size: 78%;"><br />
<span style="font-family: arial; font-weight: bold;">IMÁGENES:</span><br />
<span style="font-family: arial;">1.- Complejo nebular alrededor de Antares y Rho Ophiuci. </span><a href="http://www.robgendlerastropics.com/" style="font-family: arial;">Robert Gendler</a><span style="font-family: arial;">, </span><a href="http://www.mistisoftware.com/astronomy/" style="font-family: arial;">Jim Misti</a><span style="font-family: arial;"> y </span><a href="http://www.fourthdimensionastroimaging.com/" style="font-family: arial;">Steve Mazlin</a><span style="font-family: arial;">.</span><br />
</span><span style="font-family: arial; font-size: 78%;">2.- Nebulosa del Águila. <a href="http://panther-observatory.com/">Johannes Schedler.</a></span><br />
<span style="font-family: arial; font-size: 78%;">3.- Región de la Nebulosa del Pelicano. <a href="http://www.rc-astro.com/">Russell Croman.</a><br />
4.- Nebulosa del Corazón. <a href="http://www.starrywonders.com/">Steve Cannistra</a>.<br />
5.- Nebulosa Iris. <a href="http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/bestof.html">Adam Block, NOAO, AURA, NSF.</a><br />
6.- Nebulosa de la Serpiente. <a href="http://members.pcug.org.au/~stevec/">Steve Crouch.</a><br />
7.- NGC 4372. <a href="http://tvdavisastropics.com/">Thomas Davis.</a><br />
8.- Nebulosa de Orión. <a href="http://www.astrocruise.com/">Philip Perkins</a><br />
9.- Nebulosa de la Hélice. <a href="http://www.cosmotography.com/">R Jay Gabany.</a><br />
10.- Nebulosa Semeis 147. <a href="http://www.astromodelismo.es/">Máximo Ruiz.</a></span><br />
<span style="font-family: arial; font-size: 78%;">11.- Nebulosa del Cangrejo. <a href="http://www.astro.univie.ac.at/~agb/WN/">Walter Nowotny</a>, <a href="http://www.astro.univie.ac.at/">U. Wien</a>, <a href="http://www.not.iac.es/">Nordic Optical Telescope</a>.</span></div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-71207645851261833602010-04-17T09:22:00.003+02:002010-04-22T16:30:49.267+02:00¿Por qué el cielo es negro?<div style="text-align: justify;">Quizás parezca una pregunta ingenua, pero si nos preguntamos por qué el cielo es negro podemos obtener respuestas que no lo son tanto.<br /><br />Pensemos en un Universo que fuera estático e infinito, es decir, que en él las estrellas conservaran sus posiciones relativas y hubiera una cantidad infinita de ellas. Miráramos en la dirección que miráramos, recibiríamos la luz de una cantidad infinita de estrellas, y por lo tanto, el cielo brillaría con una intensidad infinita. Esto es lo que se conoce como la <span style="font-style: italic;">Paradoja de Olbers</span>, formulada en el año 1823 por el astrónomo alemán <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Heinrich_Olbers">Heinrich W. Olbers</a>.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hts6b2eSI/AAAAAAAACKg/tSr7ujOy-HY/s1600/B86.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 267px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hts6b2eSI/AAAAAAAACKg/tSr7ujOy-HY/s400/B86.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5460735166554470690" border="0" /></a>Podríamos argumentar que como la intensidad de la luz disminuye con la distancia, por eso nuestro cielo no es brillante, pero aunque de las estrellas lejanas recibiéramos una porción de luz infinitesimal, una cantidad infinita de ellas daría como resultado un cielo brillante.<br /><br />También podríamos decir que la luz de las estrellas se oculta con otros cuerpos y nebulosas de polvo interpuestos, pero se vió que una cantidad infinita de estrellas generaría una cantidad infinita de radiación que los calentaría y los haría brillar. Tampoco resolvemos así la paradoja.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hrzq5apAI/AAAAAAAACKQ/BBA_AUQ0evQ/s1600/olbers_paradox.gif"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 283px;" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hrzq5apAI/AAAAAAAACKQ/BBA_AUQ0evQ/s400/olbers_paradox.gif" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5460733083619337218" border="0" /></a>En realidad, la paradoja se resuelve de varias maneras: o bien considerando que el universo es finito, o bien considerando que el universo existe desde hace un tiempo limitado -y por tanto puede haber estrellas cuya luz aún no nos haya llegado- o considerando que el universo está en expansión. Según esta última explicación, la expansión del universo implica el <span style="font-style: italic;">corrimiento al rojo</span> por el efecto Doppler -ver la entrada anterior del blog- de la luz y por tanto su pérdida de intensidad, mayor a cuanta mayor distancia se encuentre un objeto.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hseYSCmdI/AAAAAAAACKY/eyU8nycuMjw/s1600/Olbers.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 300px;" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S8hseYSCmdI/AAAAAAAACKY/eyU8nycuMjw/s400/Olbers.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5460733817356720594" border="0" /></a>Según los modelos actuales en astrofísica, estas tres opciones se cumplen a la vez. El universo se creó en el Big Bang, por lo que tuvo un principio, es finito, y se encuentra en expansión. Por estos tres motivos, nuestro cielo es oscuro.<br /><br />Al contrario, por la paradoja de Olbers sabemos que el universo no es estático o no es infinito.<br /><br /><span style="font-size:78%;"><span style="font-size:85%;"><span style="font-weight: bold;font-family:arial;" >IMÁGENES</span></span><br /><span style="font-family:arial;">1.- Nebulosa de absorción B86 y cúmulo abierto NGC 6520 sobre el mar de estrellas del centro de la Vía Láctea . Johannes Schedler.</span><br /><span style="font-family:arial;">2. y 3.- Wikipedia.</span></span><br /></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-43682698529941332892010-04-10T09:00:00.002+02:002010-04-25T00:32:35.172+02:00Distancias en astronomía. Las galaxias.<div style="text-align: justify;">A principios del siglo XX se debatía la naturaleza de algunas de esas "nebulosas" de aspecto difuso que se observaban en el firmamento. Algunos astrónomos defendían que había dos tipos de nebulosas, las que eran verdaderamente nubes de gas y polvo, y otras que eran en cambio galaxias enteras como la nuestra, que debían estar a distancias enormes. Algunas de ellas, que presentaban forma en espiral, eran firmes candidatas a ello aunque no se tenían certezas.</div><div style="text-align: justify;"><br />
<div style="text-align: justify;"><br />
Otros astrónomos defendían por el contrario que nuestra galaxia, la galaxia, era en sí misma todo el Universo, y que por tanto esas espirales eran nubes de gases contenidas en la Vía Láctea que por el motivo que fuera tenían esa peculiar forma.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Z2R3MkcSI/AAAAAAAACB8/gWvO5oGCEZs/s1600-h/m31_gendler_Nmosaic1.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446670848597717282" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Z2R3MkcSI/AAAAAAAACB8/gWvO5oGCEZs/s400/m31_gendler_Nmosaic1.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 264px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>Los logros de Leavitt y Hertzsprung habían servido para determinar la escala de la propia Vía Láctea, así como de las Nubes de Magallanes que resultaron ser unas pequeñas galaxias irregulares satélites de la nuestra. Sin embargo, no se observaban estrellas cefeidas dentro de esas espirales, así que resultaba imposible determinar su distancia y, con ello, si eran cuerpos contenidos en la Vía Láctea o estaban fuera de ella.<br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZZaq-6OZI/AAAAAAAACBU/enr1R0qsI0Q/s1600-h/225px-Hubble.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446639114100816274" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZZaq-6OZI/AAAAAAAACBU/enr1R0qsI0Q/s200/225px-Hubble.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 200px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 159px;" /></a>Así estaban las cosas cuando Edwin Hubble se hizo cargo del observatorio del monte Wilson en 1919, el mayor del mundo por entonces. Pronto zanjaría las controversias y haría descubrimientos que cambiarían para siempre nuestra concepción del Universo.<br />
<br />
En 1923 hizo el primer gran hallazgo: encontró por fin una estrella variable cefeida en la por entonces conocida como "nebulosa de Andrómeda" o M31. Comparó su período con otras cefeidas cuya distancia era conocida, y determinó que la distancia a la que se encontraba M31 era increíblemente grande, muy superior al tamaño de la propia Vía Láctea. Era una prueba irrefutable de que M31 no era una nebulosa, sino que era toda ella otra inmesa galaxia como la nuestra.<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZDfWJ-xxI/AAAAAAAACBM/POoyJxo2Yso/s1600-h/hub-ceph-m31-300_1.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><br />
</a>En sólo dos años encontró muchas cefeidas en otras de esas "nebulosas", y sus distancias eran todavía mayores. El universo no se limitaba a nuestra galaxia, sino que estaba constituído por multitud de ellas aisladas entre sí por distancias increíblemente grandes. La idea lanzada por el filósofo Kant mucho tiempo antes de que el universo podría estar formado por infinidad de "universos-isla", como él llamaba a las galaxias, resultaba correcta.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZDfWJ-xxI/AAAAAAAACBM/POoyJxo2Yso/s1600-h/hub-ceph-m31-300_1.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446615005153642258" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZDfWJ-xxI/AAAAAAAACBM/POoyJxo2Yso/s400/hub-ceph-m31-300_1.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 368px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 300px;" /></a>Este espectacular resultado hizo que la Fundación Nobel quisiera indagar en los méritos de los que la habían hecho posible. Preguntaron entonces por Henrietta Leavitt, descubridora del método de determinación de distancias mediate las variables cefeidas, pero había fallecido cuatro años antes. Y no se dan premios Nobel a título póstumo.<br />
<br />
Dicho sea de paso, a Hubble le vino a ocurrir algo parecido. Falleció repentinamente el mismo año en que estaba nominado al premio por los enormes méritos conseguidos, que no se limitaron ni mucho menos a lo que os he contado hasta ahora, y se quedó sin él.<br />
<br />
Antes de seguir con los descubrimientos de Hubble os tengo que contar algo sobre un efecto físico que todos conocéis. Porque todos recordamos el sonido que hace por ejemplo un tren cuando se acerca, pasa por nuestro lado y luego se aleja, o de un Fórmula 1 cuando pasa por delante de la cámara de televisión. El sonido pasa de agudo a grave. Se debe a un efecto que se produce en las ondas -y el sonido es una onda en el aire- cuando el emisor se mueve respecto al observador.<br />
<br />
A esto se llama <span style="font-style: italic;">efecto Doppler</span>. Cuando el tren se nos acerca, las ondas sonoras que recibimos están comprimidas, puesto que la marcha del tren recorta espacio a cada onda que emite. Por eso el sonido lo percibimos agudo. En cambio, cuando se aleja, el movimiento del tren añade más distancia entre cada onda, por lo que éstas nos llegan con una frecuencia menor, y terminamos percibiendo un sonido grave.<br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZcHDwoQEI/AAAAAAAACBc/-QoTbJ7ZAmg/s1600-h/Dopplerfrequenz.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446642075689304130" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZcHDwoQEI/AAAAAAAACBc/-QoTbJ7ZAmg/s400/Dopplerfrequenz.gif" style="cursor: pointer; display: block; height: 100px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>Ahora bien, démosle una segunda vuelta de tuerca a esto. Puesto que el efecto Doppler se produce con ondas, y la luz sabemos que se comporta como una onda, ¿sufrirá alteraciones la luz de un cuerpo en movimiento respecto a los observadores fijos? -fijos o con velocidades relativas diferentes, claro-. Aunque en nuestra vida cotidiana parece que no, porque las velocidades mundanas son muy bajas para que esto se evidencie, Hubble descubrió que en la luz de las galaxias sí se observa este efecto.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZeQULeNDI/AAAAAAAACBk/AKsuXtYfgmo/s1600-h/200px-Redshift.png" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446644433738937394" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZeQULeNDI/AAAAAAAACBk/AKsuXtYfgmo/s400/200px-Redshift.png" style="cursor: pointer; float: right; height: 353px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>El principal descubrimiento de Hubble fue éste, y todo lo que lleva implícito. Analizando la luz de las galaxias, comprobó que sus lineas espectrales eran prácticamente iguales siempre -indicando que estaban compuestas por los mismos elementos químicos-, pero que en mayor o menor medida se desplazaban hacia el color rojo. O lo que es lo mismo, las lineas espectrales sufrían el efecto Doppler.<br />
<br />
Pero claro, si en las galaxias observamos el efecto Doppler, eso tiene que ser porque se están moviendo, y además, al desplazarse hacia el rojo, que es un color que corresponde a una frecuencia baja, es porque las galaxias se están alejando de nosotros.<br />
<br />
Repetimos por lo importante que es esto: las galaxias se están alejando de nosotros. Hubble acababa de fundar la Cosmología.<br />
<br />
Pero las sorpresas siguen. Con la ayuda de Humason enseguida observó que cuanto más lejana era una galaxia su desplazamiento al rojo era también mayor, así que la velocidad a la que se alejaba era también mayor. Esto es lo mismo que decir que ¡el Universo se está expandiendo!<br />
<br />
Ni el propio Einstein, que en su teoría general de la relatividad había deducido que el Universo debía estar expandiéndose o contrayéndose, pero no estático, se había llegado a creer sus propias conclusiones, por lo que llegó a introducir una modificación en sus ecuaciones para "evitar" este problema. Después de saber de las evidencias observacionales que halló Hubble, afirmó que "ése había sido el mayor error de su vida".<br />
<br />
La relación entre el desplazamiento al rojo observado en una galaxia y la distancia a la que se encuentra es lo que hoy conocemos como Ley de Hubble, según la que ambas son directamente proporcionales multiplicadas por un valor llamado Constante de Hubble. Son muchos los esfuerzos que los astrónomos han puesto y están poniendo en afinar el valor de esta constante, puesto que según sea éste, la evolución futura del Universo se podría entender de forma diferente. La expansión de Universo, ¿será eterna, o decelarará alguna vez? Hoy el universo se expande aceleradamente, pero ¿se frenará la expansión alguna vez o no? De momento no está claro.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZxxBku9eI/AAAAAAAACB0/WM0b_ulaHSE/s1600-h/AlbertEinstein.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446665886401230306" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5ZxxBku9eI/AAAAAAAACB0/WM0b_ulaHSE/s200/AlbertEinstein.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 200px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 197px;" /></a>Por último, ya que estamos hablando de esto, vamos a rematar con todo a lo que llegó Hubble. Puesto que las galaxias se alejan de nosotros, es intuitivo pensar que si fuéramos hacia atrás en el tiempo, estarían cada vez más cerca, llegando un momento en que todo el Universo ocupara un solo punto. Efectivamente, Hubble también aportó la primera confirmación a la teoría del Big Bang, ya sugerida poco antes por Friedman y Lamaître utilizando la teoría de la relatividad de Einstein, según la cual el Universo se creó a partir de un mismo punto no ya pequeño, sino sin siquiera dimensiones -lo que en física se conoce como una <span style="font-style: italic;">singularidad</span>-, sólo energía, que se transformó después en masa según la famosísima equivalencia de Einstein e=mc² que nos viene a decir que muy poca masa es lo mismo que mucha energía, y viceversa. El mismo proceso en un sentido nos lleva a la bomba atómica, y en el otro, a la creación del Universo.<br />
<br />
Como veis, hablar de distancias en el Universo enseguida nos introduce en consideraciones más profundas.<br />
<span style="font-size: 85%;"><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-weight: bold;">IMÁGENES</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">1.- La galaxia de Andrómeda o M31, por </span><a href="http://www.robgendlerastropics.com/" style="font-family: trebuchet ms;">Robert Gendler</a><span style="font-family: trebuchet ms;">.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">2.- Edwin Hubble. </span><a href="http://es.wikipedia.org/" style="font-family: trebuchet ms;">Wikipedia</a><span style="font-family: trebuchet ms;">.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">3.- Placa fotográfica de M31 en la que Hubble anotó junto a un signo de exclamación VAR!, señalando la estrella variable cefeida que por fin había encontrado. Tachó la N que había escrito antes, creyendo que se trataba de una estrella nova. </span><a href="http://seds.org/" style="font-family: trebuchet ms;">SEDS</a><span style="font-family: trebuchet ms;">.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">4.- Gif animado sobre el efecto Doppler en el sonido. Wikipedia.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">5.- Desplazamiento al rojo de líneas espectrales galácticas. Wikipedia.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms;">6.- Albert Einstein. Wikipedia.</span></span></div></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-17673975584459630922010-03-31T09:42:00.024+02:002010-04-02T09:38:31.515+02:00El nuevo acelerador de partículas<div style="text-align: justify;">Hace dos días saltó a las primeras páginas de los periódicos de todo el mundo la noticia de que el nuevo acelerador de partículas -<span style="font-style: italic;">Large Hadron Collider</span> o LHC para los amigos- del CERN, en Ginebra (Suiza), había por fin conseguido hacer chocar haces de protones con una energía nunca antes alcanzada, un experimento del que se espera sacar conclusiones relacionadas con los componentes elementales de la materia, y todo lo que de ello se deriva en cuanto a la formación, composición y evolución del Universo.<br /><br />Los titulares españoles eran así:<br />"<a href="http://www.elmundo.es/elmundo/2010/03/30/ciencia/1269930781.html">El gran acelerador de energía logra recrear el Big bang</a>"(El Mundo)<br />"<a href="http://www.elpais.com/articulo/futuro/LHC/abre/nueva/puerta/microcosmos/elpepufut/20100331elpepifut_1/Tes">El LHC abre una nueva puerta hacia el microcosmos</a>" (El País)<br />"<a href="http://www.abc.es/20100330/ciencia-tecnologia-fisica-aceleradores/recrea-bang-directo-201003300853.html">EL LHC logra crear un nuevo Big Bang</a>" (ABC)<br />"<a href="http://www.larazon.es/noticia/8662-empieza-el-experimento-del-siglo-sobre-los-origenes-del-universo">El Big Bang en miniatura, un hito en la historia de la ciencia</a>" (La Razón)<br />"<a href="http://www.lavanguardia.es/ciudadanos/noticias/20100330/53899257017/el-acelerador-de-particulas-logra-recrear-los-instantes-posteriores-al-big-bang.html">El acelerador de partículas logra recrear los instantes posteriores al Big Bang</a>" (La Vanguardia)<br /><br />Y algunos otros del resto del mundo:<br />"<a href="http://www.nytimes.com/2010/03/31/science/31collider.html?ref=science">El colisionador europeo empieza su exploración subatómica</a>" (The New York Times, EE.UU.)<br />"<a href="http://www.clarin.com/diario/2010/03/30/um/m-02170294.htm">La máquina de Dios logró recrear el instante siguiente al Big Bang</a>" (Clarín, Argentina)<br />"<a href="http://www.faz.net/s/Rub163D8A6908014952B0FB3DB178F372D4/Doc%7EEC7E254C2B2EB42F4A398105250045C81%7EATpl%7EEcommon%7EScontent.html">Por fin han chocado</a>" (Frankfurter Allgemeine Zeitung, Alemania)<br />"<a href="http://www.lefigaro.fr/sciences-technologies/2010/03/30/01030-20100330ARTFIG00492-lhc-journee-cle-pour-l-accelerateur-de-particules-.php">Acelerador de partículas: apuesta acertada para el LHC</a>" (Le Figaro, Francia)<br />"<a href="http://www.repubblica.it/scienze/2010/03/30/news/cern_collisioni_particelle-3020100/">CERN, maxi-enfrentamientos de protones. Generada energía récord</a>" (La Reppublica, Italia)<br />"<a href="http://www.timesonline.co.uk/tol/news/science/physics/article7081212.ece">Primeras colisiones de alta energía realizadas en Ginebra</a>" (The Times, Reino Unido)<br /><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NblpJ6z7I/AAAAAAAACGY/TDbydu3tnvg/s1600/cern-lhc-1.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 250px;" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NblpJ6z7I/AAAAAAAACGY/TDbydu3tnvg/s400/cern-lhc-1.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5454804275936546738" border="0" /></a>El "cacharrito" se las trae. Se trata básicamente de un túnel a unos 100 m de profundidad, con forma circular y 26.659 m de circunferencia, en el que consigue un medio vacío a -271.3°C de temperatura (sólo 1,9 grados Kelvin sobre el cero absoluto) y 10<sup>-13</sup> atmósferas de presión hacer girar haces de partículas subatómicas en sentidos opuestos con una energía nunca antes alcanzada hasta hacerlos chocar. Puesto que los haces alcanzan un 99.99% de la velocidad de la luz, dan 11.245 vueltas por segundo. En sólo este breve intervalo de tiempo se producirán 600 millones de choques.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NcgcmEJBI/AAAAAAAACGg/weeQp1BN5C8/s1600/0712017_04-A4-at-144-dpi.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 268px;" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NcgcmEJBI/AAAAAAAACGg/weeQp1BN5C8/s400/0712017_04-A4-at-144-dpi.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5454805286177219602" border="0" /></a>En cada choque estas partículas se descompondrán en otras todavía menores, algunas de las cuales todavía nunca han sido observadas pero cuya existencia se predice con los modelos teóricos actuales. Los instrumentos de medición instalados deberán poder detectarlas a pesar de que los choques producen una temperatura más de 100.000 veces superior a la del núcleo del Sol, concentrada en un espacio extremadamente minúsculo. Estos detectores de precisión generarán una cantidad de información cada año equivalente a la que se puede almacenar en 100.000 DVD de doble capa, por lo que el CERN dispone de superordenadores dispuestos a analizarla, aunque puedes echar un cable instalándote un pequeño <a href="http://lcg.web.cern.ch/LCG/public/involve.htm">software</a>.<br /><br />Ya hay otros aceleradores de partículas funcionando desde hace años, pero con éste se alcanzará una energía mayor en los choques y deberá generar subpartículas nunca vistas.<br /><br />Sin duda, parece que se trata de algo importante. Algunos perodistas le llaman hasta como "la máquina de Dios" aunque por supuesto no faltan las opiniones críticas tanto por el presupuesto como por las expectativas levantadas. Algo recurrente cuando se trata de inversiones en tecnología y ciencia física. Pero, ¿qué se espera de ésta, la mayor máquina construida por el hombre?, ¿por qué esta inversión?, ¿qué va a hacer?, ¿por qué es tan importante?<br /><br />Mi opinión personal es que esta máquina llega en un momento en que la física teórica moderna tiene demasiados argumentos basados en supuestos, y hacen falta pruebas basadas en la observación.<br /><br />La ciencia se compone de dos actividades, la teórica y la experimental, y ésta la tenemos bastante verde porque es muy costoso conseguir pruebas al nivel al que la teoría ha evolucionado. Llevamos 40 años teorizando sobre cosas que en algunos casos sólo existen sobre el papel, y ahora el LHC se supone capaz de aportar algunas de esas pruebas por fin. Si lo hace, la ciencia dará un paso adelante descomunal, pero si no lo hace habrá un desconcierto general hasta que surjan enfoques diferentes. El LHC es la herramienta más avanzada a disposición de las teorías más avanzadas. Dictará sentencia.<br /><br />Lo que se pretende con el LHC es producir choques entre protones a una energía muy alta para que éstos se descompongan en subpartículas, y descubrir así los componentes últimos de la materia y la energía -que por cierto según la teoría de la relatividad son la misma cosa-. La energía a la que se producirán estos choques es tan elevada que se compara a la existente justo a continuación de la misma creación del Universo, en el Big Bang.<br /><br />Una de las subpartículas que los físicos esperan encontrar es el llamado <span style="font-style: italic;">bosón de Higgs</span>, culpable en teoría de que existan partículas atómicas con masas diferentes. Si se consigue encontrar y estudiar el bosón de Higgs estaremos más cerca de comprender cuál fue el origen de la materia y por qué los cuerpos tienen masa.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7Nkbgt0SqI/AAAAAAAACGo/3EMqYxkIosU/s1600/higgs_decay_simulation.gif"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 219px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7Nkbgt0SqI/AAAAAAAACGo/3EMqYxkIosU/s400/higgs_decay_simulation.gif" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5454813997477153442" border="0" /></a>Si eso ocurre quizá el LHC nos proporcione también algunas pistas sobre qué puede ser la materia oscura y la energía oscura, que nuevamente son conceptos teóricos introducidos para explicar el comportamiento de las galaxias, de las que no se entienden ni la consistencia en el tiempo de sus formas espirales ni su aparente alejamiento acelerado. Posiblemente nada de esto sea real sino meras conjeturas o argucias mentales que permiten explicar las cosas sin necesidad de cambiar la teoría de raíz. Esperemos que no, pero cabe esa posibilidad.<br /><br />Si el LHC no detecta el tan manido bosón de Higgs, habrá que revisar por completo el modelo teórico de física de partículas más aceptado actualmente: el llamado <span style="font-style: italic;">Modelo Estándar</span><span style="font-style: italic;">.<br /><br /></span>El Modelo Estándar está basado en la mecánica cuántica y en la relatividad especial, y describe las partículas de la materia, las partículas mediadoras de fuerzas entre ellas, y el bosón de Higgs. Es una teoría que ha postulado la existencia de muchos tipos de subpartículas antes de que se descubrieran, motivo por el que se piensa que va por el buen camino, pero no es consistente con la más familiar de las fuerzas presentes en la naturaleza: la gravedad. Es como si la física que describe lo muy pequeño no se pudiera aplicar a lo muy grande. Por otro lado, el Modelo Estándar tampoco explica la preponderancia de la materia sobre la <span style="font-style: italic;">antimateria</span> en el Universo, algo cuya existencia sí se ha conseguido demostrar experimentalmente.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NlBUVGlOI/AAAAAAAACGw/Db46_XC7M7o/s1600/abellclust_hst_lr.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 360px;" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7NlBUVGlOI/AAAAAAAACGw/Db46_XC7M7o/s400/abellclust_hst_lr.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5454814646987298018" border="0" /></a>Quizás el LHC ayude también a conseguir esa <span style="font-style: italic;">Teoría del Todo</span> unificada, la que sea capaz de explicar los comportamientos de todas las partículas, sea cual sea su masa. Quizás para ello necesitemos además la aparición de un genio revolucionario del estilo de Isaac Newton o Albert Einstein, pero sin duda entonces habríamos alcanzado una de las grandes aspiraciones de la ciencia actual.<br /></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-30011776092397577942010-03-27T11:01:00.004+01:002013-04-06T11:18:11.275+02:00Distancias en astronomía. Las cefeidas.<div style="text-align: justify;">
La historia que os voy a contar creo que es una de las más apasionantes que la investigación astronómica nos ha dejado, pero necesita ser leída con algo de atención para que no os perdáis. Yo me he esforzado todo lo que he sabido por hacerme entender, pero vosotros diréis.<br />
<br />
Como hemos visto antes, el método de cálculo de distancias por paralaje pronto deja de servirnos puesto que sólo nos es útil para las estrellas más cercanas. El asunto de las distancias había quedado en la vía muerta hasta que Henrietta Leavitt descubrió en 1908 una propiedad asombrosa de algunas estrellas.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://2.bp.blogspot.com/-3Gk_4yOcdPM/UV_oPcPvwwI/AAAAAAAAE9A/PZCMV67T8eg/s1600/Cepheid.gif" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/-3Gk_4yOcdPM/UV_oPcPvwwI/AAAAAAAAE9A/PZCMV67T8eg/s1600/Cepheid.gif" /></a></div>
Ante todo, primero hay que decir que algunas estrellas presentan un brillo variable. La manera en que esto ocurre no es algo todavía bien resuelto, pero el hecho es que es así.<br />
<br />
Imaginemos que tenemos dos bombillas de 100 W, y las colocamos a distancias diferentes de nosotros. Ambas emiten la misma luz, y sin embargo el brillo aparente de cada una será distinto por estar una más alejada que otra. Puesto que sabemos que ambas emiten la misma luz al ser de 100 W -o tienen la misma magnitud absoluta en caso de que fueran estrellas- si medimos la diferencia de brillos observada -o de magnitud aparente- podremos hallar a qué distancia están entre sí mediante la ley conocida como del cuadrado inverso: una fuente de luz mostrará sólo la cuarta aprte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava si la distancia se cuadriplica, etc.<br />
<br />
Pensemos el mismo caso, pero esta vez sin conocer la potencia de cada bombilla. Cada una podría tener una potencia distinta. ¿Podríamos saber a qué distancia están entre sí? Esta vez no, porque aunque mida la diferencia de brillos, ésta no sólo se debe al efecto atenuador de la distancia, sino también a la intensidad luminosa intrínseca de la bombilla. Esto es lo que pasa con las estrellas en general.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Yl9YCA1kI/AAAAAAAACAc/jrjDJdfC0SE/s1600-h/163px-Leavitt_aavso.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446582535704335938" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Yl9YCA1kI/AAAAAAAACAc/jrjDJdfC0SE/s400/163px-Leavitt_aavso.jpg" style="float: right; height: 183px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 163px;" /></a>Sin embargo, supongamos ahora que las bombillas de 100 W tienen un brillo variable, y tardan 5 minutos en cambiar del brillo máximo al mínimo. Nos acabamos de inventar una bombilla-cefeida. Si están a distancias diferentes, los brillos máximos no serán iguales, pero en esta ocasión, al comprobar que sus brillos varían con los mismos 5 minutos de diferencia, sabremos que se trata de bombillas de 100 W y por lo tanto podremos deducir la distancia entre sí a partir de la diferencia medida entre los brillos máximos.<br />
<br />
Pues resulta que existe ese tipo de estrellas, y las llamamos cefeidas. Se trata de estrellas variables, que cambian de luminosidad con el tiempo de forma cíclica, pero con la importante particularidad de que cuanto mayor es el brillo que alcanzan, más tiempo dura el ciclo de cambio de luminosidad. Además, todas las cefeidas se comportan igual. Esto fue lo que descubrió Henrietta Leavitt, y con ello ideó la forma de que las cefeidas nos sirvieran para medir distancias en el espacio como si fueran mojones de carretera. La verdad es que su descubrimiento es uno de los que personalmente más me admiran.<br />
<br />
Pongamos que encuentro dos cefeidas con el mismo período, es decir, que tardan el mismo tiempo desde que alcanzan el máximo y el mínimo de luminosidad. Por la propiedad especial de las cefeidas, podemos decir entonces que su brillo máximo intrínseco es el mismo en las dos estrellas, que tienen la misma magnitud absoluta o que, por ejemplo, las dos son de 100W.<br />
<br />
Lo normal es que sin embargo la magnitud aparente observada de los brillos sea diferente. Una cefeida la veremos más brillante que otra sólo porque una estará más cerca que la otra.<br />
<br />
De esta forma, la diferencia de brillo observado entre ambas se debe únicamente a la diferente distancia a la que se encuentran de nosotros, puesto que si las juntáramos, ambas brillarían lo mismo. Y esa distancia entre ambas la conocemos de forma inmediata, puesto que sabemos que la luminsidad disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia y no tendríamos más que despejar la formulita. Así que, si conseguimos medir por paralaje la distancia a una cefeida... ¡podremos saber a qué distancia están todas las cefeidas que encontremos con ese mismo período, estén donde estén!<br />
<br />
Pongamos por ejemplo, que encontrara una cefeida cercana que por paralaje quedara a una distancia de 50 años-luz, teniendo un período de 100 días. Si encuentro ahora una cefeida muy débil, remota, dentro de una galaxia, pero con el mismo período, mido la diferencia de magnitud aparente y deduzco la distancia a la galaxia.<br />
<br />
Imagino la emoción de Leavitt al pensar esto y la impaciencia por encontrar una cefeida lo suficientemente cerca para poder medir su paraje. Sería la llave para conocer las distancias a las nebulosas y a las galaxias, que dicho sea de paso, por entonces no se sabían diferenciar, existiendo el debate de si la única galaxia del Universo era la nuestra o por el contrario, algunas de esas nebulosillas que se veían eran también galaxias.<br />
<br />
Sin embargo, resultó imposible encontrar diferencias de posición por paralaje en ninguna cefeida. Estaban demasiado lejos todas. ¡Menuda frustración!<br />
<br />
Me apena saber que Henrietta Leavitt falleció joven, con 47 años, y en vida no obtuvo un reconocimiento serio de su fundamental aporte a la astronomía.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5YzIMZNT4I/AAAAAAAACA8/FqaqdcVO2Ok/s1600-h/Hertzsprung.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446597015210119042" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5YzIMZNT4I/AAAAAAAACA8/FqaqdcVO2Ok/s200/Hertzsprung.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 200px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 147px;" /></a>Por suerte no tardó en llegar una solución al problema, de mano de Ejnar Hertzsprung (sí, el astrónomo que ideó el famoso diagrama de clasificación estelar del que ya hablamos <a href="http://entendiendoastronomia.blogspot.com/2009/12/las-estrellas.html">aquí</a>). Tan sólo un año después logró determinar las distancias a varias cefeidas mediante un estudio estadístico del <span style="font-style: italic;">movimiento propio</span> de las estrellas.<br />
<br />
¿Qué el eso del movimiento propio de una estrella? Se trata de los cambios de posición de una estrella en su posición en el firmamento. Estos movimientos son bastante aleatorios, aunque las estrellas que nos rodean siguen más o menos el sentido de giro de nuestra galaxia, como arrastradas por la corriente. Además, lógicamente unas se alejan y otras se acercan, y el movimiento del Sol dentro de la galaxia, y con él de la Tierra, también influye en los cambios de posición que observamos en el resto de estrellas.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5YtZqQLHII/AAAAAAAACAk/nZgTR_gy7PE/s1600-h/Barnard2005.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446590718213299330" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5YtZqQLHII/AAAAAAAACAk/nZgTR_gy7PE/s400/Barnard2005.gif" style="cursor: pointer; display: block; height: 276px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 308px;" /></a>Teniendo todo esto en cuenta, Hertzsprung empezó a hallar los patrones de movimiento en las estrellas cercanas en las que sí se podía obtener la distancia por paralaje, que además por estar más cerca presentaban mayor movimiento propio, y por estadística extrapoló los resultados a estrellas con cada vez menos movimiento propio, sin paralaje, y por tanto más lejanas. Entre éstas ya sí que había algunas cefeidas.<br />
<br />
Quizá tengáis un pequeño lío y estéis confundiendo el movimiento propio con el cambio de posición por paralaje. Tenemos que aclarar esto. Cuando vemos cambios de posición por paralaje, lo que observamos es que una estrella cambia de posición en el firmamento, pero al cabo de un año, cuando la Tierra vuelva al mismo lugar que ocupaba en su órbita y el punto de vista que tenemos del firmamento es casi el mismo, la estrella estará en el mismo sitio que habíamos observado inicialmente. Sin embargo, cuando la estrella presenta movimiento propio, al cabo de un año la estrella no estará en el mismo sitio, sino que se habrá desplazado.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Y2nRmZUfI/AAAAAAAACBE/JjX9K4iEoQ8/s1600-h/cefeidas.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446600847718437362" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5Y2nRmZUfI/AAAAAAAACBE/JjX9K4iEoQ8/s400/cefeidas.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 266px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>Lógicamente, las estrellas más cercanas presentan los dos tipos de cambio de posición, tanto por paralaje como por movimiento propio, y esas estrellas fueron las que examinó a fondo Hertzsprung para extrapolar las distancias halladas en ellas a aquellas estrellas que aún llegaban a tener movimiento propio pero ya no paralaje por estar demasiado lejos.<br />
<br />
Gracias al ingenio y al trabajo minucioso de Leavitt y Hertzsprung la humanidad dio un gran salto en el conocimiento de la escala del Universo cercano.<br />
<br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;"><span style="font-weight: bold;">IMÁGENES</span></span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;">1.- Henrietta Leavitt. <a href="http://es.wikipedia.org/">Wikipedia</a>.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;">2.- Ejnar Hertzsprung. Wikipedia.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;">3.- Movimiento propio de la Estrella de Barnard, con fotografías hechas en años sucesivos. <a href="http://my.hwy.com.au/~sjquirk/">Frog Rock Observatory</a></span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;">.</span><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 85%;">4.- Recreación artística de las cefeidas más próximas al Sol. <a href="http://www.eso.org/public/">ESO</a>.</span></div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-18876785367563844332010-03-20T10:33:00.002+01:002010-04-25T00:33:24.399+02:00Distancias en astronomía. El paralaje.<div style="text-align: justify;">La humanidad se ha hecho siempre la pregunta de a qué distancia están las estrellas, pero sólo desde hace relativamente poco sabemos la respuesta.<br />
<br />
El método más básico para hallarla fue ideado hace ya 23 siglos por Aristarco de Samos, uno de los mayores genios de la historia, y se llama <span style="font-style: italic;">paralaje</span>.<br />
<br />
El cálculo de distancias por paralaje lo podemos practicar ahora mismo, mientras miramos el monitor del ordenador. Coloca un dedo entre tus ojos y la pantalla, y tápate un ojo. El dedo ocultará parte del monitor. Ahora mira el dedo sólo con el otro ojo. La posición del dedo parecerá haber cambiado ¿verdad? Bueno, pues si medimos la distancia entre nuestros ojos y el ángulo entre las posiciones aparentes del dedo sobre el monitor, podremos calcular a qué distancia está el dedo de nuestros ojos, por geometría básica de triángulos.<br />
<br />
Es importante que nos demos cuenta de que cuanto más lejos esté el dedo, menor será el cambio de posición aparente.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TLvg8G8SI/AAAAAAAAB_U/8LotXY63WX4/s1600-h/Paralaje.png" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446201866554110242" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TLvg8G8SI/AAAAAAAAB_U/8LotXY63WX4/s400/Paralaje.png" style="cursor: pointer; float: right; height: 275px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 230px;" /></a>Entonces, ¿por qué no aplicar esto a las estrellas? Busquemos estrellas que cambien de posición aparente en el cielo si las observamos desde lugares diferentes. Si medimos la distancia entre ambos lugares, y el ángulo en que haya cambiado la posición de la estrella, podremos saber a qué distancia se encuentra. Bravo por Aristarco.<br />
<br />
Sin embargo, Aristarco nunca encontró cambios en las posiciones de las estrellas entre sí. Sólo pudo avanzarnos que las estrellas debían estar a distancias enormes de nosotros, puesto que en ellas no se observaba paralaje. No es poco.<br />
<br />
Hubo que esperar al siglos XIX, utilizando instrumentos de precisión, para poder encontrar la primera estrella con paralaje. Lo consiguió Bessel. El cambio de posición era ínfimo, de menos de 1 segundo de arco. Por eso había sido tan difícil detectarlo.<br />
<br />
¿Y qué distancia de separación estaban los puntos desde donde comparó las posiciones Bessel? A la máxima posible desde la Tierra, lógicamente. Pero no nos confundamos, Bessel no se movió de su observatorio para ello. Simplemente, esperó 6 meses a que la Tierra se hubiera desplazado al lugar opuesto en su órbita alrededor del Sol. Esa es la máxima separación posible que podemos conseguir entre dos puntos de observación.<br />
<br />
La primera estrella en la que se midió el paralaje fue 61 Cygni, y resultó estar 657.000 veces más alejada que el Sol. Grandioso hallazgo el de Bessel.<br />
<br />
Pronto siguieron otras mediciones, pero la precisión de los instrumentos no daba, ni da hoy, para mucho, por lo que para distancias de más de 600 años-luz el método resulta ya muy impreciso. Hacía falta idear otra forma de calcular las distancias, pero eso lo veremos a continuación.</div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-7296540932314983992010-03-13T11:16:00.002+01:002013-04-06T11:26:16.984+02:00Las órbitas<div style="text-align: justify;">
A principios del s. XVII el astrónomo y matemático alemán Johannes Kepler formuló tres leyes que describían a la perfección el movimiento planetario. Fue algo a lo que dedicó su vida.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;">
<a href="http://1.bp.blogspot.com/-AyMof_Fx-MY/UV_qDsW581I/AAAAAAAAE9M/45Ce6Cis4HQ/s1600/orbitas.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" height="213" src="http://1.bp.blogspot.com/-AyMof_Fx-MY/UV_qDsW581I/AAAAAAAAE9M/45Ce6Cis4HQ/s320/orbitas.jpg" width="320" /></a></div>
Utilizó para ello las mediciones más exactas conseguidas hasta entonces, logradas por Tycho Brahe. Sin embargo, Kepler empezó anteponiendo sus profundas convicciones teológicas que le hacían pensar que los movimientos planetarios debían ser circulares, puesto que el círculo es símbolo de la perfección, y estar regidos por la armonía geométrica. A pesar de ello terminó dándose cuenta de que por más que aplicara las ecuaciones del círculo, siempre encontraba que las posiciones planetarias observadas diferían algo de él. No le quedó más remedio que abandonar su idea de la perfección y autoconvencerse: "Si los planetas son lugares imperfectos, ¿por qué no pueden de serlo también sus órbitas?"<br />
<br />
Entonces aplicó la fórmula de la elipse. Y la elipse encajaba. Las posiciones de los planetas seguían esa curva, no había duda.<br />
<br />
¿Cómo es una elipse? A difencia del círculo, definido porque cada punto está a la misma distancia de un punto central, la elipse se describe a partir de dos puntos llamados <span style="font-style: italic;">focos</span>. Si medimos la distancia de cualquier punto de la elipse a cada uno de los focos, encontramos que es siempre la misma.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TTvi69waI/AAAAAAAAB_c/pklrVMrVdmI/s1600-h/ElipseAnimada.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446210663179207074" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TTvi69waI/AAAAAAAAB_c/pklrVMrVdmI/s400/ElipseAnimada.gif" style="cursor: pointer; display: block; height: 235px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 249px;" /></a>En el caso de las órbitas elípticas de los planetas, resultó que el Sol ocupaba siempre uno de los focos. Y esa es la primera ley de Kepler.<br />
<br />
La segunda ley nos dice que el radio que une el planeta y el Sol barre areas iguales en tiempos iguales. Pensémoslo un poco. En primer lugar, la velocidad de un planeta dentro de su órbita elíptica no es fija, sino que es mayor cuanto más cerca del Sol se encuentra. Kepler además halló que para un mismo intervalo de tiempo, el área barrida es la misma:<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TcxGZENGI/AAAAAAAAB_k/OJqeDHb3HII/s1600-h/ley-kepler-2.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446220585485218914" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TcxGZENGI/AAAAAAAAB_k/OJqeDHb3HII/s320/ley-kepler-2.gif" style="cursor: pointer; display: block; height: 222px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 320px;" /></a>Unos años más tarde, el propio Kepler añadió una tercera ley que nos viene a decir que cuanto más alejado esté un planeta del Sol más tiempo tardará en recorrerlo. De todas formas Kepler lo que dijo sólo se expresa en lenguaje matemático:<br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TeGJ16P7I/AAAAAAAAB_s/ru6pyzlWyuE/s1600-h/4.png" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446222046700388274" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TeGJ16P7I/AAAAAAAAB_s/ru6pyzlWyuE/s400/4.png" style="cursor: pointer; display: block; height: 43px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 178px;" /></a>Siendo T el tiempo que tarda el planeta en dar una vuelta completa a la órbita, y a el semieje mayor de la elipse.<br />
<br />
Estas tres leyes sirven aún hoy para calcular las posiciones de los planetas, de los satélites, etc, aunque son leyes formuladas empíricamente, obtenidas únicamente a través de la observación. Son leyes sencillas y cómodas que describen lo observado, sin un razonamiento previo que nos lleve a ellas.<br />
<br />
Sólo 69 años después Isaac Newton formuló su Ley de la Gravitación Universal, una ley que explicaba las tres leyes de Kepler y revolucionaba la física: dos cuerpos con masa se atraen entre sí con una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. La fuerza con la que se atraen dos cuerpos está relacionada con la distancia entre ellos, y es mayor cuanto más cerca estén.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5UNXlua_vI/AAAAAAAACAM/SmPIvJtg4-k/s1600-h/CodeCogsEqn.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446274023289454322" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5UNXlua_vI/AAAAAAAACAM/SmPIvJtg4-k/s400/CodeCogsEqn.gif" style="cursor: pointer; display: block; height: 40px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 117px;" /></a><br />
¿Qué tiene esto que ver con las órbitas? Pensemos. Si cojo una piedra y la tiro en horizontal, según lo fuerte que la tire alcanzará una distancia. La piedra cae inexorablemente atraída por la Tierra (en realidad la piedra también atrae a la Tierra según nos dice Newton) pero si soy capaz de lanzarla fuerte recorrerá una buen trecho. Si no aplico ninguna fuerza sobre la piedra, ésta cae sin más a mis pies.<br />
<br />
Lo mismo ocurre con los planetas. Sus órbitan son el resultado del equilibrio de la fuerza de gravedad, que los haría caer al Sol, y de la inercia tangencial que los haría alejarse de él en linea recta. Si de repente desapareciera el Sol, y con él su fuerza de atracción por gravedad, el planeta continuaría desplazándose con una trayectoria en linea recta.<br />
<br />
Por el contrario, si los planetas no tuvieran una inercia que los llevara a alejarse del Sol tangencialmente, caerían al Sol como mi piedra a los pies.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TwY1IIOnI/AAAAAAAACAE/EZWbvWdOlnA/s1600-h/Orbita.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5446242158766471794" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S5TwY1IIOnI/AAAAAAAACAE/EZWbvWdOlnA/s400/Orbita.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 284px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a><br />
Nos quedaría por resolver un asunto: ¿de dónde proviene esa fuerza de inercia tangencial? Realmente no hay nada que tire del planeta hacia delante, sino que es un moviento que tiene el planeta en esa dirección desde que se formó. Esto nos lleva a otra clave de este asunto, y es la ley de conservación del momento angular. No asustarse. Se trata de que todo cuerpo en movimiento circular posee una energía intrínseca de rotación que permanece constante. La ley asocia linealmente la masa, la velocidad y el radio, de modo que si cambio el radio (por ejemplo, al describir una elipse) la velocidad debe variar.<br />
<br />
Quizás nos cueste entender esto un poco, pero démosle la vuelta a la forma de verlo. Sólo perduran en el tiempo los planetas que tienen una inercia tangencial. Los que no, caen al Sol tarde o temprano en trayectorias espirales.<br />
<br />
Hoy estas tres leyes de Kepler más la de la gravitación universal de Newton se siguen aplicando para los cálculos de las órbitas de los satélites y de las sondas interplanetarias. La mayoría de éstas últimas consumen toda la energía que les dan los cohetes en muy poco tiempo tras el lanzamiento. Puesto que en el espacio no hay aire ni rozamiento, la velocidad que han adquirido cuando se consume la última gota de combustible de los cohetes se mantiene ya siempre constante salvo que la propia gravedad acelere la nave.<br />
<br />
De esta forma, cuando se trata de hacer llegar muy lejos a una nave, por ejemplo a Saturno, en vez de hacerla dirigirse hacia ese planeta directamente lo que se hace es llevarla antes a las cercanías de otros planetas menos distantes, que con su gravedad la acelerarán y así, a pesar de recorrer una mayor distancia, la nave llegará a su destino final en menos tiempo. Las leyes de Kepler, Newton y la conservación del momento angular serán sus únicos motores.<br />
<br />
En este video podeis ver el carambolesco viaje de la sonda Cassini-Huygens hacia Saturno. Cada vez que se acerca a un planeta, la sonda se acelera y cambia de trayectoria por conservación del momento angular. La velocidad que gana en cada una de estas maniobras nunca la pierde. Ah, y el cálculo hay que hacerlo muy exacto cuando lanzas la sonda, porque después no habrá posibilidad de corregir la trayectoria:<br />
<br />
<div style="text-align: center;">
<object height="344" width="425"><param name="movie" value="http://www.youtube.com/v/9PM-x7Qm7lg&hl=es_ES&fs=1&"><param name="allowFullScreen" value="true"><param name="allowscriptaccess" value="always"><embed src="http://www.youtube.com/v/9PM-x7Qm7lg&hl=es_ES&fs=1&" type="application/x-shockwave-flash" allowscriptaccess="always" allowfullscreen="true" width="425" height="344"></embed></object></div>
<span style="font-size: 85%;"><br /><span style="font-family: trebuchet ms; font-weight: bold;">IMÁGENES</span><br /><span style="font-family: 'trebuchet ms'; font-size: 85%;">1.- Elipse a partir de sus focos. Wikipedia.</span><br /><span style="font-family: trebuchet ms;">2.- Segunda ley de Kepler. Wikipedia.</span><br /><span style="font-family: trebuchet ms;">3.- Croquis sobre movimientos en una órbita. </span></span></div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-64402001268389517152010-03-05T13:21:00.002+01:002012-10-31T16:35:38.149+01:00Cómo sabemos de qué están compuestos los astros<div style="text-align: justify;">
¿Cómo es posible que los astrónomos sepan de qué están compuestos los astros? En principio parece "cosa de brujería", que díría Don Quijote, porque si no podemos tomar una muestra y analizarla tenemos un problema muy gordo. Además, nos puede surgir otra duda: ¿serán los mismo elementos químicos que ya conocemos en la Tierra, o serán otros diferentes y extraños para nosotros? Aparentemente son preguntas imposibles de responder, pero por suerte no es así. Conocemos perfectamente de qué están compuestos los astros, y además, sabemos con seguridad que los elementos químicos extraterrestres son los mismos que podemos encontrar aquí. Quizá queráis saber cómo.</div>
<div style="text-align: justify;">
<br />
Lo único que nos llega de los astros es su radiación, su luz, así que sin duda por ahí debe estar la respuesta. ¿Pero qué hay en la luz que nos indique la composición química del cuerpo que la emite? Tendremos que analizar la luz. Algo en sus tripas debe darnos esa información.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_LEjk6T7I/AAAAAAAAB-8/7_nEpQpCAYE/s1600-h/newton5.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5444793753644191666" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_LEjk6T7I/AAAAAAAAB-8/7_nEpQpCAYE/s400/newton5.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 139px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 195px;" /></a>El primero que dio un paso en ello fue Isaac Newton, al comprobar que la luz visible se descompone en los colores del arcoiris al atravesar un prisma. Nuestra familiar luz "blanca" proviniente del Sol resulta de la combinación de colores, reducidos a la famosa cantinela de rojo, naranja, amarillo, verde, azul, añil y violeta. A la descomposición de la luz le llamaremos <span style="font-style: italic;">espectro</span>.<br />
<br />
Si a ese prisma le añadimos unas finas rendijas y le colocamos unas lentes de aumento podremos examinar al detalle el espectro. Habremos construído un espectroscopio. Eso fue lo que hizo Fraunhoffer, y encontró que el espectro, aparentemente continuo, tenía en realidad estrechas franjas negras, carentes de color.<br />
<br />
Pronto empezó a experimentar con ello: las franjas oscuras no eran las mismas si analizaba el espectro del Sol o el de la llama de una vela.<br />
<br />
Pronto se descubrió que si se calentaba lo suficiente un cuerpo, emitía luz con un espectro contínuo, sin ninguna franja. Lo siguiente fue analizar la luz resultante de ese espectro continuo pero tras colocar en medio una fina película compuesta por un elemento químico concreto. La sorpresa fue que en estos casos el espectro emitido era diferente: todo negro excepto algunas franjas con color. Pero lo más importante fue que cada elemento químico del que se analizara el espectro proporcionaba unas franjas visibles del espectro diferentes al resto. Pronto se elaboró una especie de catálogo de lineas espectrales correspondientes a cada elemento químico. Cada elemento tenía ya sus huellas dactilares.<br />
<br />
<a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_Q6O6QuQI/AAAAAAAAB_E/CYetaooJzJE/s1600-h/Spectral_lines_absorption.png" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5444800173367671042" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_Q6O6QuQI/AAAAAAAAB_E/CYetaooJzJE/s1600/Spectral_lines_absorption.png" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" /></a><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_RD80hh5I/AAAAAAAAB_M/QisQvRzI9MU/s1600-h/Spectral_lines_emission.png" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5444800340310460306" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S4_RD80hh5I/AAAAAAAAB_M/QisQvRzI9MU/s1600/Spectral_lines_emission.png" style="display: block; margin: 0px auto 10px; text-align: center;" /></a>De esta forma, si colocamos un espectroscopio en un telescopio, descompondremos el espectro de luz del astro al que apuntemos, y comparando las lineas oscuras con las obtenidas en laboratorio para cada elemento, sabremos qué elementos químicos se encuentran presentes en él. Ahí lo tiene usted, Don Quijote, que ahora parece ya cosa de ciencia.<br />
<br />
Si ahondamos un poco más en este fenómeno, el hecho de que un elemento químico concreto genere unas lineas espectrales está relacionado con la constitución de sus átomos. Cuando un átomo recibe radiación (como pueda ser la luz) algunos de sus electrones adquieren más energía y "saltan" a estado energéticos mayores, o <span style="font-style: italic;">cuantos</span>. La energía que ganan corresponde a una parte del espectro de la luz incidente sobre el átomo, es decir, que en el espectro aparecerá una linea negra. Al contrario, cuando pierden esa energía y vuelven a su cuanto en el que resultaban estables los electrones, emiten esa pequeña franja del espectro. Gracias a la espectroscopía se empezó a entender el átomo, con el <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Modelo_at%C3%B3mico_de_Bohr">modelo de Bohr</a>.<br />
<br />
Si tu mente inquieta no está saciada, que sepas que puedes <a href="http://eureka.ya.com/astronomia76/ta4.html">hacerte un espectroscopio</a> casero y pasar los resultados al <a href="http://astrosurf.com/vdesnoux/">Visual Spec</a> (gratuito) para determinar qué elementos se encuentran en el cuerpo emisor de la luz.</div>
Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com3tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-28391818669269832242009-12-29T13:45:00.000+01:002009-12-29T16:38:46.890+01:00Las estrellas<div style="text-align: justify;">Quién no se ha parado alguna vez a admirarse de un cielo estrellado. Las estrellas han sido siempre una incógnita y una fuente de inspiración para el hombre, y a la vez un adalid para la ciencia. Hoy tenemos la suerte de saber mucho sobre ellas, desde sus distancias aproximadas, a los procesos que se dan en su interior y sus evoluciones con el transcurso del tiempo, que las convierten en auténticas fábricas de elementos químicos.<br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: center;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypY9h8sPCI/AAAAAAAABzg/n3rEiKdeqOY/s1600-h/22_SOHO_Superprom91499.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypY9h8sPCI/AAAAAAAABzg/n3rEiKdeqOY/s400/22_SOHO_Superprom91499.jpg" border="0" /></a><br /></div><div style="text-align: justify;"><br />Dicho así no parece especialmente emocionante, pero lo haré de otra forma y a ver qué tal: quizás no sepas que, por ejemplo, el oro que ahora mismo puede que lleves en un anillo, hubo un tiempo en que fue creado en la explosión final de una gran estrella en una supernova. Así de simple y de rotundo. Algunos de esos elementos que inexcusablemente se crearon en una estrella incluso son fundamentales para mantener vivo nuestro organismo.<br /><br />¿Cómo es posible que incluso dentro de nosotros haya elementos que algún día fueron creados en una estrella? Quizás te interese seguir leyendo.<br /><br />Han pasado unos 5.000 millones de años desde que el Sol se formó. Lo hizo a partir de una especie de nube de gas y polvo, de una nebulosa, similar a las miles que podemos ver y fotografiar los aficionados a las astronomía, en la que sus pequeñas partículas fueron aglutinándose por efecto de la gravedad. Entre estas partículas, la inmensa mayoría eran átomos de hidrógeno, el elemento químico más simple de todos, pero también había algunos elementos pesados que provenían de anteriores explosiones finales de estrellas viejas, cuyos componentes habían acabado mezclados con la gran nebulosa de hidrógeno después de mucho tiempo.<br /><br />De esta forma, en esa zona concreta de la nebulosa en la que se terminó formando el Sol, conforme cada partícula iba ganando masa, era capaz de atraer otras partículas más lejanas. Más y más cada vez, de modo que empezó así a crecer un cuerpo más o menos esférico que con el tiempo llegó a alcanzar un tamaño enorme.<br /><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szi_LTJUm4I/AAAAAAAAB2k/QbG3g3bl0UU/s1600-h/orionproplyds_hst_big.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 262px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szi_LTJUm4I/AAAAAAAAB2k/QbG3g3bl0UU/s400/orionproplyds_hst_big.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420292352379231106" border="0" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br />A su alrededor se fue formando una especie de disco de los mismos materiales, por un efecto físico conocido como <a style="font-style: italic;" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Momento_angular">conservación del momento angular</a>, que por ejemplo los patinadores sobre hielo aplican a menudo: cuando juntan los brazos contra el cuerpo giran sobre dí mismos a toda velocidad, y si los extienden se frenan. De este disco es como se cree que terminaron formándose los planetas.<br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypaCzlU2aI/AAAAAAAABzo/_zNGEkVhPLI/s1600-h/FormacionSS.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypaCzlU2aI/AAAAAAAABzo/_zNGEkVhPLI/s320/FormacionSS.jpg" border="0" /></a><br /></div><div style="text-align: justify;">En el interior de ese cuerpo central gigantesco, de esa <span style="font-style: italic;">protoestrella</span>, la presión y la temperatura también crecían conforme aumentaba la masa. Ahí dentro, cada partícula debía soportar el peso de las capas que quedaban por encima de ella, y eso hacía que además de comprimirse se calentara. En estos momentos la energía gravitacional se transformaba en calor, y realmente es aquí cuando el Sol empezó a brillar y a emitir parte de radiación. Las estrellas de este tipo ya son visibles al emitir luz, y las llamamos <span style="font-style: italic;">T-Tauri</span>. Pero hubo un momento en el que esas condiciones alcanzaron unos valores tan exageradamente elevados (10 millones de grados) que los átomos de hidrógeno se fusionaron por primera vez en helio. Y entonces fue cuando verderamente la luz se hizo.<br /><br />El proceso básico que hace que las estrellas emitan energía es la fusión del hidrógeno en helio. Es una reacción nuclear bastante compleja que tiene lugar en tres <a href="http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/Solar_interior/Nuclear_Reactions/Fusion/Fusion_in_stars/H_fusion.sp.html&edu=high">etapas</a>. El hidrógeno es por tanto el combustible del que se nutre la estrella para seguir generando esas reacciones por las que llena el espacio circundante de radiación. Obviamente, la cantidad de hidrógeno que contiene el Sol es limitada, y cuando no quede el suficiente empezarán a pasar cosas muy raras. Eso será dentro de otros 5.000 millones de años, lo cual es demasiado tiempo para ponerse ahora a conjeturar qué será entonces de nosotros. Daos cuenta de que hace "sólo" 65 millones de años que desaparecieron los dinosaurios y 40 que los primeros primates empezaron a moverse por los árboles. No habrá "nosotros" cuando llegue ese momento.<br /><br />Pero como decía Borges, <i>"sólo existe el pasado"</i>, de modo que hablemos de ello. Cuando el Sol empezó a brillar por efecto de las reacciones nucleares, la fuerza de la gravedad que hasta entonces había obligado a comprimirse todo el Sol encontró una competidora. Mientras una lo comprimía, la otra lo expandía con sus fuertes explosiones. El Sol entonces se hinchó e incluso perdió gran parte de su masa inicial que fue expulsada al espacio, hasta mantener un volumen resultado del equilibrio entre la gravedad y la presión térmica de las explosiones nucleares del interior. Este período inicial del Sol fue muy convulso. De hecho se calcula que la masa inicial de la protoestrella tuvo que ser muy superior a la masa actual del Sol precisamente porque con las primeras explosiones debió expulsar al espacio una buena parte de sus componentes. Además, entre eso y la radiación que empezó a emitir ya en la fase T-Tauri, debío provocar un barrido del disco protoplanetario con importantes efectos. Es quizás por lo que en los planetas más próximos al Sol no son abundantes los elementos más etéreos, los gases, mientras que sí lo son en los más alejados, donde el barrido perdía intensidad.<br /><br />La gravedad siempre está y estará ahí presente en todo cuerpo con masa, pero las reacciones nucleares no. Cuando éstas flojeen, la gravedad volverá a dominar la partida y obligará a comprimirse de nuevo al Sol. Habrá terminado para él lo que llamamos la Secuencia Principal, algo que al menos os debería sonar a partir de ahora.<br /><br />Y es que por suerte la evolución de las estrellas es un proceso bastante bien estudiado, con lagunas, pero con una gran fuente datos. Cada estrella que vemos tiene una masa y una edad diferente, por lo que tenemos muestras de lo que ocurre en cada una de las etapas de la vida de una estrella.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szjgwhw4bdI/AAAAAAAAB28/FuiWODk8-Ig/s1600-h/081125090510-large.jpg"><img style="margin: 0pt 0pt 10px 10px; float: right; cursor: pointer; width: 309px; height: 320px;" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szjgwhw4bdI/AAAAAAAAB28/FuiWODk8-Ig/s320/081125090510-large.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420329275842129362" border="0" /></a>Sin embargo hasta el s.XIX lo único que habíamos podido sacar en claro sobre las estrellas era calcular su masa, o aproximarnos a ella. A priori, el asunto no se presenta nada fácil. ¿Cómo podemos ser capaces de calcular la masa de algo que está tan lejos? La respuesta nos la dieron Kepler, con sus tres <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler">leyes</a><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler"> del movimiento planetario</a>, y poco más adelante Newton, con su <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ley_de_gravitaci%C3%B3n_universal">ley de la gravitación universal</a>. En ellas se relaciona la forma en que se mueve un astro en una órbita (velocidad y radio) con su masa y la del astro alrededor del que gira. Así, si obtenemos la velocidad y el radio de una órbita sabremos las masas de los componentes del sistema. Sin embargo, de esta forma, si nuestra estrella está sola difícilmente podíamos conocer su masa, por lo que necesitábamos que la estrella estuviera acompañada por otra y ambas giraran entre sí. Y la suerte estaba de nuestro lado: hay muchísimas estrellas dobles, sistemas binarios de estrellas. Observando entonces sus parámetros orbitales, Kepler y Newton nos dan las fórmulas para obtener su masa. Y menudos datos empezaron a surgir. Para más información sobre este asunto, <a href="http://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-tiempo-03.05.06.htm">aquí</a> lo explican bien.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szin6S4sR4I/AAAAAAAAB2c/z4Spa86mDhw/s1600-h/prisma.jpg"><img style="margin: 0pt 0pt 10px 10px; float: right; cursor: pointer; width: 192px; height: 200px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szin6S4sR4I/AAAAAAAAB2c/z4Spa86mDhw/s200/prisma.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420266771484264322" border="0" /></a>El siguiente grandísimo avance de la astromía tuvo lugar en el s. XIX, con la aplicación de la espectroscopía a la luz de los astros. Es un tema que da para que nos centremos en él con posterioridad porque nos va a dar una información vital y hasta entonces deconocida, pero de momento os avanzo lo más básico porque os va a gustar. Todos sabemos que si hacemos pasar la luz por un prisma ésta se descompone en los colores del arcoiris, o como decían en el colegio, rojo, naranja, amarillo, verde, azul, añil y violeta. Lo mismo que ocurre con el arcoiris, cuando las gotas de lluvia fina actúan como prismas.<br /><br />Pues bien, si ampliamos esa imagen de la luz descompuesta observaremos que tiene huecos negros, estrechas franjas sin color alguno, como si en ellas no hubiera luz. Pero lo fascinante del asunto es que resulta que cada elemento químico "se come" una parte del espectro, siendo ésta diferente para cada elemento, de modo que si analizo qué franjas le faltan al espectro sabré inequívocamente qué elementos químicos se encuentran presentes en el cuerpo que emite la luz. Es como si cada elemento dejara sus huellas dactilares en el espectro. Así, si analizamos el espectro de cualquier estrella ¡sabremos de qué está hecha! Es un descubrimiento fantástico, no diréis que no.<br /><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Syv_fBAkHPI/AAAAAAAABzw/sYaWFv3gAe0/s1600-h/181105001.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Syv_fBAkHPI/AAAAAAAABzw/sYaWFv3gAe0/s640/181105001.jpg" border="0" /></a><br /></div><div style="text-align: justify;">De esta forma se vio que las estrellas estaban compuestas en su mayor parte por hidrógeno, seguido de helio, y se vio que había una asociación entre el color de una estrella con la proporción de estos elementos. Las estrellas con más hidrógeno son azules, y las que menos, rojas o blancas.<br /></div><div style="text-align: justify;"><br />En 1911 Ejnar Hertzsprung se tomó la molestia de clasificar una amplisimo muestreo de diferentes estrellas en un diagrama, en función de su brillo intríseco o magnitud absoluta, y de su color (determinado por su temperatura superficial). Dos años después, Henry N. Russell hizo lo mismo, pero utilizando el tipo espectral, que viene a ser equivalente. Desde entonces conocemos el llamado Diagrama Hertzsprung-Russell, o Diagrama H-R:<br /><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypWcgqtvCI/AAAAAAAABzY/seLg-UVS9Uo/s1600-h/HRDiagram-es.png" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SypWcgqtvCI/AAAAAAAABzY/seLg-UVS9Uo/s400/HRDiagram-es.png" border="0" /></a><br /></div><div style="text-align: justify;"><br />Y lo primero que llama poderosamente la atención es que las estrellas se concentran en unas cuantas regiones del diagrama, mientras que otras, la mayoría, están vacías. Resulta que el diagrama demuestra que las estrellas no son de cualquier brillo y color, sino que debe haber una relación entre ambas cosas porque de hecho, la mayoría se agrupan en una franja diagonal que cruza de arriba a abajo y de izquierda a derecha, es decir, desde las zonas con estrellas azules y luminosas, a las rojas y apagadas. Y a esa franja es a lo que precisamente llamamos Secuencia Principal. Y si atendemos a la masa de las estrellas, son precisamente las de mayor masa las que ocupan las zonas que están fuera de la secuencia principal.<br /><br />Fue poco después, en 1920, cuando Sir Arthur Eddington propuso que la energía de las estrellas provenía de las reacciones termonucleares. A partir de este momento, se comprobó que esa asociación entre el color y la proporción de hidrógeno de una estrella equivalía a una aproximación de su edad evolutiva. Las estrellas con más hidrógeno resultaron ser las más jóvenes, y éstas tenían color azul. También eran las más brillantes. En cambio, las que menos hidrógeno contenían eran o bien rojas o blancas, y su brillo era menor. Las piezas encajaban. Y el diagrama era una muestra de cómo evolucionan las estrellas.<br /><br />En la parte superior del diagrama se hace la clasificación en función del tipo espectral, convenida con letras, desde la O para las más calientes a la M para las más frías. El Sol, una estrella de color amarillo anaranjado y de brillo medio, se encuentra en la actualidad prácticamente en medio del diagrama y por tanto de la secuencia principal, y es por eso por lo que podemos decir que se encuentra a mitad de su evolución en el tiempo, o de su "vida" si lo preferís así. El Sol determinamos que se trata de una estrella de tipo espectral G2V.<br /><br />En ese momento convulso y crucial en la evolución estelar en que el hidrógeno se agota y la gravedad es capaz de crear unas condiciones nuevas, las estrellas evolucionan de forma diferente, dependiendo principalmente de su masa. Es lógico, puesto que cuanta mayor masa, mayor fuerza de gravedad. En función de ello la gravedad será capaz de provocar situaciones más o menos extremas.<br /><br />En las estrellas con masa baja o media, menor de 9 veces la masa del Sol, el hidrógeno del núcleo de la estrella se agota, todo él transformado ya en helio, y la estrella empieza entonces a consumir el hidrógeno de las capas intermedias. La temperatura disminuye por lo que el color varía al rojo, y las capas exteriores aumentan de volumen. La estrella se habrá transformado en una subgigante roja. Más adelante, incluso el helio del núcleo se fusionará en el llamado proceso <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Proceso_triple-alfa">triple-alfa</a>, que da lugar a carbono y oxígeno. Es entonces cuando la estrella se convierte en una gigante roja. El Sol llegará a esta fase dentro de unos 5.000 millones de años, y se hinchará tanto que engullirá con seguridad al planeta Mercurio, y probablemente también a Venus.<br /><br />Cuando el helio del centro de la estrella también se agota, se pasa a consumir igualmente helio de las capas exteriores. La estrella se aproxima ya a su final. Para entonces, en las capas externas se seguirá fusionando hidrógeno y en una capa inferior helio, lo cual da lugar inestabilidad y a pulsos que hacen a la estrella convulsionarse, emitiendo material al espacio en oleadas. Se habrá creado entonces una <span style="font-style: italic;">nebulosa planetaria, </span>de las que tenemos muy bellos ejemplos en nuestros cielos, y en cuyo centro quedará el remanente denso e inerte de la vieja estrella, ahora llamada <span style="font-style: italic;">enana blanca</span>.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SzjRY8g3lpI/AAAAAAAAB2s/wpodX4Gewpg/s1600-h/hs-2004-32-b-large_web.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 264px;" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SzjRY8g3lpI/AAAAAAAAB2s/wpodX4Gewpg/s400/hs-2004-32-b-large_web.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420312378031445650" border="0" /></a><br />Así terminará nuestro Sol, como una enana blanca de una densidad del orden de la tonelada por centímetro cúbico. Las enanas blancas sólo emiten algo de luz por el calor remanente en ellas, de manera que con el tiempo disminuye hasta apagarse por completo la estrella y transformarla en una enana negra, pero el proceso es tan lento y el tiempo necesario para ello es tan sumamente largo que todavía no hay enanas negras en el universo.<br /><br />Pero pasemos a ver qué ocurre cuando la estrella es más grande, cuando su masa inicial es superior a 9 veces la del Sol, porque las cosas cambian. En ellas la gravedad es más potente, así que la estrella es capaz de fusionar el carbono remanente que se crea en la fusión del helio, incluso sucesivamente de fusionar el neón, el oxígeno y el silicio, hasta alcanzar un núcleo de hierro.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SzjVQa77hhI/AAAAAAAAB20/qKCFxTdrKNg/s1600-h/Burningshells.png"><img style="margin: 0pt 0pt 10px 10px; float: right; cursor: pointer; width: 293px; height: 289px;" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SzjVQa77hhI/AAAAAAAAB20/qKCFxTdrKNg/s320/Burningshells.png" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420316629625701906" border="0" /></a>El hierro sin embargo ya no es posible que se fusione en la estrella porque a diferencia de los anteriores elementos, ésta es una reacción endotérmica en vez de exotérmica, por lo que requiere de un aporte extra de energía que la gravedad no tiene modo de proporcionar. En el momento en que ya no hay posibilidad de fusión nuclear, lo que le ocurre a estas estrellas es fantástico, ya que la gravedad adquiere tal fuerza que es capaz de <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_degenerada">degenerar la materia</a> y hacerlas colapsar repentinamente. Es un proceso brevísimo (algunos días terrestres), conocido como supernova. Durante una explosión tipo supernova se producen las reacciones más energéticas de la naturaleza, y el brillo que se alcanza momentáneamente puede llegar a ser más intenso que el de la galaxia entera en la que se encuentran.<br /><br />En las supernovas se crean TODOS los elementos químicos de la tabla periódica con masa mayor que la del hierro, que son en su mayoría inmediatamente expulsados al espacio al "rebotar" las capas exteriores de la estrella tras terminar su caída libre contra el núcleo ultradenso. Este núcleo termina quedando como una <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones"><span style="font-style: italic;">estrella de neutrones</span></a>, mientras que el material expulsado, de gran riqueza en elementos pesados, así como la energía desprendida en el proceso, barren todo aquello que encuentran en el espacio, llegando a producir ondas de densidad en los brazos galácticos, y a alterar y enriquecer con esos elementos las nebulosas de hidrógeno cercanas, en las que este tipo de presiones favorecen sin duda la generación de nuevas estrellas.<br /><br /><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szjj6UfOWPI/AAAAAAAAB3E/_t_vNmRiuIY/s1600-h/e0102_composite900.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 400px; height: 267px;" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Szjj6UfOWPI/AAAAAAAAB3E/_t_vNmRiuIY/s400/e0102_composite900.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5420332742611982578" border="0" /></a><br />Se calcula que el Sol es una estrella de tercera generación, es decir, que en su nebulosa originaria había restos de dos generaciones anteriores de supernovas que la habrían enriquecido de elementos pesados. Por eso en la Tierra y en los seres vivos existen ya esos elementos.<br /><br />Pero las supernovas son el final de las estrellas grandes, aunque con un límite de masa. Si la masa inicial de la estrella es verdaderamente grande y supera las 30 masas solares, lo que se crea no es una estrella de neutrones, sino algo más increíble: un agujero negro, en el que la concentración de la masa es tal que hasta la luz es incapaz de escapar. Los agujeros negros fueron concebidos mucho antes de ser detectados, algo que sólo ha sido posible conseguir recientemente. En ellos se dan condiciones tan límite que se pone a prueba nuestra física. Tendré que dedicarles el tiempo que merecen a explicarlos porque esta entrada se me está haciendo ya larga y supongo que a vosotros más todavía. ¡Espero que os haya interesado!<br /></div><br /><span style="font-size:85%;"><br />IMÁGENES<br />1.- El Sol desde el satélite <a href="http://sohowww.nascom.nasa.gov/home.html">SOHO</a>. NASA y ESA.<br />2.- Discos protoplanetarios en formación, en la Gran Nebulosa de Orión. NASA, ESA, ESO.<br />3.- Recreación artística del disco protoplanetario del Sistema Solar. Malcolm Godwin.<br />4.- Estrellas dobles en el cúmulo Trumpler 16, en Carina, a unos 7.500 años luz. Las dobles son la estrella más brillante del centro y la inmediatamente superior. La segunda estrella más brillante, anaranjada y a la izquierda, no pertenece al cúmulo, estando mucho más cerca de la Tierra que las anteriores y siendo mucho menos brillante. NASA, ESA, and J. Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía).<br />5.- Descomposición de la luz blanca en un prisma. Autor desconocido.<br />6.- Lineas espectrales, incicando las del hidrógeno y el helio. Autor desconocido.<br />7.- Diagrama H-R. Fuente: <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Portada">Wikipedia</a>.<br />8.- La nebulosa planetaria de la Hélice, la más cercana a nosotros, que se encuentra a unos 700 años luz. La estrella central se convertirá pronto en una enana blanca. NASA, ESA, C.R. O'Dell (Vanderbilt University), and M. Meixner, P. McCullough.<br />9.- Diagrama del reparto de elementos en una estrella de masa mayor de 9 masas solares antes de producirse una supernova. Fuente: <a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Portada">Wikipedia</a>.<br />10.- Nebulosa remanente de supernova E0102-72, en la galaxia vecina a la nuestra conocida como Pequeña Nube de Magallanes, a unos 190.000 años luz. La imagen combina luz visible con rayos X. X-ray - <a href="http://www.nasa.gov/">NASA</a> / <a href="http://chandra.harvard.edu/">CXC</a> / MIT / D.Dewey <a href="http://arxiv.org/abs/0807.2176">et al.</a>, NASA / CXC / SAO / J.DePasquale; Optical - NASA / <a href="http://www.stsci.edu/">STScI</a></span><em><br /></em>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-17301071127102214362009-12-11T15:47:00.027+01:002009-12-12T00:04:40.583+01:00Otros mundos: los planetas<div style="text-align: justify;">El tema de la exploración planetaria y nuestro nivel de conocimiento del Sistema Solar puede llegar a sorprender a quien no esté más o menos al día en estas cuestiones. Vamos a tratar de ello sin entrar en profundidades de nuevo, sino haciéndolo de una forma meramente descriptiva.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Todos los planetas del Sistema Solar han sido visitados al menos una vez por sondas automáticas. En la mayoría de los casos estas sondas han quedado en órbita durante un tiempo a veces muy prolongado, o bien han pasado de largo a toda velocidad registrando frenéticamente todo lo que eran capaces en el poco tiempo disponible para enviarlo después a la Tierra. Algunas han conseguido incluso posarse en el suelo, analizarlo, excavar pequeñas zanjas, o hasta hacer largas excursiones. Otras ya cumplieron su cometido y se encuentran en un eterno <a href="http://www.heavens-above.com/solar-escape.asp">viaje</a> a las profundidades del espacio sin nada que las pueda frenar.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Los viajes tripulados sólo se han hecho a la Luna. Mucha gente a estas alturas no sabe siquiera que fueron 12 personas en 6 misiones <a href="http://www.apolloarchive.com/">Apollo</a> las que han disfrutado del privilegio de caminar por otro mundo. Lo que es peor, cada vez más gente se toma a risa esto y da credibilidad a supuestos argumentos por los que todo aquello no fue más que una farsa, aunque es cierto que aún no he oido a nadie con algo de cultura decir eso. Por otro lado, es normal que estas cosas pasen en una sociedad donde a diario podemos consultar nuestro horóscopo en los periódicos y hay hasta quien se cree esos vaticinios. Siempre que sale este tema en una conversación con alguien le emplazo a que lea el <a href="http://www.arp-sapc.org/articulos/luna/index.html">artículo</a> de mi buen amigo Jesús Cancillo, que después de diez años se ha consolidado como referencia obligada en este tema, y al que saludo por cierto sabiéndolo lector de este blog.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIe6e9efjI/AAAAAAAABvs/tkAj-2CrpKE/s1600-h/AS17-137-21010.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIe6e9efjI/AAAAAAAABvs/tkAj-2CrpKE/s640/AS17-137-21010.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Se habla de llevar al hombre a Marte desde hace tiempo (y traerlo de vuelta vivo, claro está), aunque en realidad no se ha hecho todavía, más por no soltar el dineral que eso cuesta que por no disponer de la tecnología adecuada. Por otra parte sería algo más simbólico que eficaz en cuanto a los posibles resultados científicos de la misión, ya que hay muy pocas cosas que no puedan hacer igual o mejor los robots que allí ya se envían. En su momento las misiones Apollo fueron una demostración del poder de EE.UU. al mundo y especialmente a la U.R.S.S. Esa fue en realidad la principal razón de las Apollo, y hoy ese argumento ya no vale para mandar al hombre ni a la Luna ni a ningún sitio.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Puesto que hace décadas que lo que mueve la exploración planetaria no es la política sino el interés científico, se siguen por tanto enviando máquinas al espacio, dejando aparte los satélites de telecomunicaciones, militares, de posicionamiento global etc, no sólo por EE.UU y Rusia, sino por la Unión Europea, China y muchos otros paises. Hay telescopios e instrumentos de medición en el espacio e incluso la gran <a href="http://www.esa.int/esaHS/ESA6NE0VMOC_iss_0.html">Estación Espacial Internacional</a>. Vivimos en una época en que además los resultados de las exploraciones los tenemos disponibles en Internet a toda velocidad. Seleccionar imágenes por ejemplo de Marte te puede llevar bastantes días enteros si quieres revisar todas las imágenes disponibles.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Así que vamos a ir viendo cosas que nos llaman la atención de los compañeros de la Tierra alrededor del Sol. <br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Mercurio, el pequeño travieso.</b><br />
<br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDfQQIRRxI/AAAAAAAABtk/gkiRbPYJOlI/s1600-h/PIA12365.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDfQQIRRxI/AAAAAAAABtk/gkiRbPYJOlI/s200/PIA12365.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Mercurio es el primer planeta en cercanía al Sol. Entre eso y que su atmósfera es extremadamente tenue, las variaciones de temperatura entre el día y la noche van de los 480 ºC a los -180 ºC aproximadamente. En su aspecto, recuerda mucho a nuestra Luna, con una superficie rocosa repleta de cráteres antiguos. Este hecho implica que no tiene una geología activa, ni una atmósfera capaz de erosionar el suelo. Por eso los cráteres, generados por impactos de meteoritos en su mayor parte durante los primeros tiempos del Sistema Solar permanecen inalterados.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIzAQwR1UI/AAAAAAAABv0/cN2Lto6UYqU/s1600-h/PIA12389.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIzAQwR1UI/AAAAAAAABv0/cN2Lto6UYqU/s200/PIA12389.jpg" /></a>La leve atmósfera de Mercurio se debe a que al ser un planeta de poca masa, de un tamaño sólo algo mayor que nuestra Luna, la atracción gravitatoria que ejerce sobre los gases es muy débil. Además, ésta se ve arrastrada por las radiaciones del Sol, por el llamado viento solar, que la deforman. De hecho, la atmósfera de Mercurio resulta tener forma de cola en dirección opuesta al Sol.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Este planeta tarda solamente unos 88 días terrestres en completar una órbita alrededor del Sol. Sin embargo la rotación alrededor de su eje es muy lenta, de 56,8 días, por lo que están ambos movimientos sincronizados en relación 2 a 3. Esto produce un curioso fenómeno en algunos puntos del planeta, conocido como el amanecer doble: el Sol sale por el horizonte, se detiene, retrocede hasta ponerse y vuelve a salir para ya entonces cruzar el cielo hasta el horizonte opuesto.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Actualmente tenemos por allí la sonda <a href="http://messenger.jhuapl.edu/">Messenger</a>. <br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Venus, el infierno existe.</b><br />
<br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDHAXzKBpI/AAAAAAAABs0/rV0suqUsaSQ/s1600-h/Venus_globe.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDHAXzKBpI/AAAAAAAABs0/rV0suqUsaSQ/s200/Venus_globe.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><div style="text-align: justify;">Este planeta es en tamaño muy parecido al nuestro. Eso le hace capaz de atraer el gas con fuerza, y por tanto tiene también atmósfera, además mucho más densa que la de la Tierra. Sin embargo, su atmósfera es puro veneno pues contiene grandes concentraciones de dióxido de carbono y nubes de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, que cubren por completo toda la superficie. Ello crea lluvia ácida y un potente efecto invernadero, que le lleva a mantener temperaturas superiores a las alcanzadas en Mercurio a pesar de encontrarse a más de doble de lejos del Sol que éste, y además de forma constante, sin gran diferencia entre el día y la noche. La temperatura aquí nunca baja de los 400 ºC. La densidad atmosférica tan alta hace que la presión en la superficie sea 90 veces mayor que la terrestre a nivel del mar. Para posarse allí habría que viajar en una especie de nave-submarino. <br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDF2yLUc5I/AAAAAAAABss/VZrnUk2UeLY/s1600-h/Venus-venera13-right.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDF2yLUc5I/AAAAAAAABss/VZrnUk2UeLY/s200/Venus-venera13-right.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Si a todo ello unimos vientos muy potentes de más de 300 km/h, que a esa presión ejercen una fuerza importante, la verdad es que no le quedan a uno muchas ganas de dar un paseo por Venus. Las sondas soviéticas <a href="http://www.russianspaceweb.com/venera75.html">Venera</a> que llegaron a posarse en su superficie no aguantaron más que unos minutos antes de achicharrarse en ese abrasador infierno, aunque fueron capaces de llegar a enviar antes alguna imagen. La de abajo es la primera que se hizo en color y está ladeada, quedando el horizonte en la esquina superior derecha.<br />
</div></div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDF2yLUc5I/AAAAAAAABss/VZrnUk2UeLY/s1600-h/Venus-venera13-right.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><br />
</a><br />
</div><div style="text-align: justify;">El resto de imágenes que tenemos de la superficie de Venus son generadas a partir de los datos de radar obtenidos en órbita, puesto que de otra forma sólo conseguiríamos fotografiar la espesa y casi homogénea capa de nubes. Y en ellas vemos que hay grandes accidentes geográficos, muy pocos cráteres, y una actividad volcánica quizás aún hoy existente.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Otro aspecto distintivo de Venus: su rotación es retrógrada, es decir, gira sobre sí mismo en sentido contrario al de su traslación alrededor del Sol, al revés que la Tierra y el resto de planetas (excepto Urano). El Sol por tanto sale aquí por el oeste, aunque en realidad no se podría ver a través de las espesas nubes.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Aún sigue operativa la sonda <a href="http://www.esa.int/esaMI/Venus_Express/">Venus Express</a> después de varios años en órbita. <br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Marte, el humanizado.</b><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDV2Wy0MGI/AAAAAAAABs8/YCf3RPOQJ54/s1600-h/valmar.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDV2Wy0MGI/AAAAAAAABs8/YCf3RPOQJ54/s200/valmar.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Marte es de todos los planetas en el que encontramos unas condiciones más amigables para el hombre. No hay marcianos verdes por allí, pero sí que hay ya una buena flotilla de artilugios enviados por nosotros a explorarlo, tanto en su superficie como en órbita. La inmensa mayoría están inoperativos después de años, pero allí están. Hay otros en cambio que ahora mismo hasta se pasean tranquilamente, coches teledirigidos bastante sofisticados.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Es por tanto un planeta bien conocido. El día dura casi lo mismo que aquí, 24 horas y 37 minutos, tiene una tenue atmósfera capaz sólo de generar una presión en su cota media de una centésima la terrestre, y compuesta fundamentalmente de dióxido de carbono. A pesar de ello, es capaz de generar fuertes tormentas de viento, que arrastran arena pudiendo hasta ocultar la superficie entera del planeta durante meses.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDY9TdsR3I/AAAAAAAABtM/RPCawu72ngs/s1600-h/mars_rover_panorama_half-size.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDY9TdsR3I/AAAAAAAABtM/RPCawu72ngs/s640/mars_rover_panorama_half-size.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDWPwwykWI/AAAAAAAABtE/pH9wUyb5lKU/s1600-h/mars_atmosphere.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDWPwwykWI/AAAAAAAABtE/pH9wUyb5lKU/s200/mars_atmosphere.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">La atmósfera no puede sin embargo retener mucho el calor del Sol. Además, al estar más lejos del Sol que la Tierra la radiación que recibe es significativamente menor. Por otro lado, su eje de rotación está inclinado y por tanto existen cambios estacionales de temperatura. En el ecuador, de día y en verano, ésta alcanza unos muy confortables 20 ºC o más, mientras que al hacerse de noche baja a unos -130 ºC. En general la temperatura media es de unos -55 ºC.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Incluso con un pequeño telescopio podemos ver que hay grandes casquetes polares de hielo blanco que oscilan notablemente de tamaño en función de las estaciones. Se trata sin embargo de hielo carbónico, de dióxido de carbono congelado, el mismo material que echaban en los escenarios los cantantes en los años 80, y que produce como humo blanco al sublimarse.<br />
<br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDdgfTilwI/AAAAAAAABtU/U2vHj_d9yNY/s1600-h/090213110731-large.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDdgfTilwI/AAAAAAAABtU/U2vHj_d9yNY/s200/090213110731-large.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Hay en Marte signos más o menos evidentes, según el caso, de la existencia de agua líquida en el pasado. Es algo que esperamos encontrar tarde o temprano, y que muy posiblemente exista en la actualidad en forma de hielo bajo la superficie. Sería un hallazgo importante, puesto que el agua líquida es un medio ideal para que en él se den combinaciones de compuestos basados en la química del carbono, y por tanto, posibles generadores de vida tal como la conocemos. Por ello, es muy posible que tiempo atrás hubiera agua líquida en Marte, y quizás que se hubiera llegado a generar vida igual que ocurrió en la Tierra.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Sin embargo, a pesar del buen grado de exploración del planeta, no se ha encontrado por el momento ningún de resto biológico, no ya vivo, lo cual se considera descartable, sino siquiera fosilizado. En ello estamos y la búsqueda continúa hoy muy vigente, tratando además de averiguar cómo fue Marte en el pasado y si hubo algún momento en que pudiera haber existido algún ser vivo allí.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">La geografía marciana es muy interesante. Encontramos por todas partes lo que parecen redes fluviales secas con sus lineas de costa, ríos y afluentes, tenemos volcanes gigantescos de hasta 25 km de altura sobre el terreno circundante con el <i>Olympus Mons</i> como el mayor volcán del Sistema Solar, y también el mayor cañón, con 2.700 km de longitud, 500 km de anchura y hasta 7 km de profundidad, conocido como <i>Valles Marineris</i>. Podeis daros una vuelta por Marte con <a href="http://www.google.com/mars/">Google Mars</a>.<br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDei-ZepxI/AAAAAAAABtc/H9ZtRTtVj_8/s1600-h/MarsOdissey_VallesMarineris_PIA02893.mr.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDei-ZepxI/AAAAAAAABtc/H9ZtRTtVj_8/s640/MarsOdissey_VallesMarineris_PIA02893.mr.jpg" /></a><br />
</div></div><div style="text-align: justify;">Por último, Marte tiene dos pequeñas lunas: <i>Deimos</i> y <i>Fobos</i> (en latín miedo y terror, los acompañantes del dios de la guerra Marte) con formas irregulares, que se cree son asteroides capturados gravitacionalmente por el planeta.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">En Marte ahora mismo se encuentran funcionando las siguientes misiones:<br />
</div><div style="text-align: justify;"><a href="http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/">Mars Express</a>, en órbita.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><a href="http://marsrover.nasa.gov/home/index.html">Mars Exploration Rover</a>, con dos vehículos autónomos en la superficie, el <i>Spirit</i> y el <i>Opportunity</i>.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><a href="http://marsprogram.jpl.nasa.gov/odyssey/">Mars Odyssey</a>, en órbita.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><a href="http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/main/index.html">Mars Reconnaissance Orbiter</a>, en órbita. <br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Júpiter, el coloso.</b><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"></div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIzq8HlTkI/AAAAAAAABv8/02geMdTsbsM/s1600-h/PIA02873.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><br />
</a><br />
</div><div style="text-align: justify;">En Júpiter encontramos el primer gigante gaseoso. Todos los planetas anteriores son pequeños y rocosos, mientras que a partir de Júpiter los planetas se convierten en gigantescas masas gaseosas en las que todo es atmósfera, y compuestos principalmente por hidrógreno y helio, al igual que las estrellas. No hay por tanto una superficie diferenciada como en los anteriores. No hay "suelo". Si nos adentráramos en ellos, algo que todavía no ha hecho ninguna sonda, encontraríamos gases cada vez más densos y calientes hasta que se convertirían en una extraña de sopa líquida.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIzq8HlTkI/AAAAAAAABv8/02geMdTsbsM/s1600-h/PIA02873.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyIzq8HlTkI/AAAAAAAABv8/02geMdTsbsM/s640/PIA02873.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">En las entrañas de Júpiter el hidrógeno se comprime tanto por el peso propio de las capas que tiene por encima que se comporta como un metal. Si a eso le unimos que la velocidad de rotación es enorme, completando una vuelta o un día joviano en sólo 9 horas y 55 minutos, y con ello generando diferentes velocidades de rotación en su interior, se entiende por qué Júpiter genera un intensísimo campo magnético, y con él las mayores auroras del Sistema Solar cerca de los polos.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">La masa de Júpiter es mayor que al de todos los demás planetas juntos, aunque quizá no tanto como cabría esperar por su enorme tamaño debido a su baja densidad (por algo es gaseoso ¿no?). En volumen es 1.317 veces mayor que la Tierra, mientras que su masa es "sólo" 320 veces mayor.<br />
<br />
Cuando lo vemos al telescopio podemos apreciar ya unas franjas nubosas paralelas al ecuador, destacando una formación ciclónica conocida como la Gran Mancha Roja que cambia de tamaño con el tiempo. Estas bandas giran a diferentes velocidades y sentidos, generando así magníficas turbulencias entre ellas. Cualquier aficionado con medios modestos puede conseguir imágenes o videos impactantes de los movimientos de la atmósfera de Júpiter. Os sugiero sin embargo echar un vistazo a alguno de los <a href="http://photojournal.jpl.nasa.gov/animation/PIA02855">videos</a> del portal <a href="http://photojournal.jpl.nasa.gov/">NASA Planetary Photojournal</a>, del mítico Jet Propulsion Laboratory, o <a href="http://www.jpl.nasa.gov/index.cfm">JLP</a>. <br />
</div><br />
<div style="text-align: justify;">Todos los planetas gaseosos tienen un gran número de satélites o lunas a su alrededor, algunos de un tamaño considerable y muy interesantes para la ciencia ya que en algunos de ellos ocurren cosas sin parangón en el resto del Sistema Solar. Júpiter en concreto tiene hoy identificados nada menos que 63, aunque la mayoría son de escaso tamaño. Sin embargo, los cuatro mayores, muy destacados sobre el resto en tamaño, son verdaderas joyas visibles incluso con unos buenos prismáticos como pequeñas estrellitas alineadas junto al disco del planeta. Por eso Galileo los descubrió nada más dirigir por primera vez un telescopio hacia este planeta, y en su honor se les llama satélites galileanos. Se trata de Io, Europa, Ganimedes y Calixto.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDtdrqLopI/AAAAAAAABt8/Vyu1akBWMno/s1600-h/PIA00144.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyDtdrqLopI/AAAAAAAABt8/Vyu1akBWMno/s640/PIA00144.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;">Los cuatro son suficientemente masivos para retener una muy ligera atmósfera gaseosa. Ganímedes es mayor que el propio planeta Mercurio, pero los verdaderamente interesantes han resultado ser Io y Europa, y por muy diferentes motivos. Son los de la imagen superior, flotando sobre las nubes de Júpiter, entre las que destaca la Gran Mancha Roja.<br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEDSghG4nI/AAAAAAAABuM/2xHgmJQFswc/s1600-h/PIA09254.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEDSghG4nI/AAAAAAAABuM/2xHgmJQFswc/s200/PIA09254.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Io es el astro conocido con una mayor actividad volcánica, a buen seguro inducida por la intensidad extrema de las fuerzas de marea que le genera su cercanía al gran Júpiter. Se ha observado que algunas erupciones son tan violentas que sueltan material al espacio, y que este material con el transcurso del tiempo ha ido formando incluso un tenue anillo de partículas alrededor del planeta gigante. Por eso en Io su superficie está libre de cráteres, ya que está en constante convulsión. Europa por su parte es diferente por completo a cualquier otro lugar, excepto en cierto modo a la Tierra. Se trata de un mundo aparentemente helado, con hielo... ¡de agua! Toda su superficie es una corteza de hielo de unos 100 km de espesor, muy lisa a pesar de las grandes fracturas y fisuras que se ven en sus imágenes, no más altas ninguna de unos 150 m. <br />
<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyLKucNkdHI/AAAAAAAABwM/5CSukZ7ctew/s1600-h/europa.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyLKucNkdHI/AAAAAAAABwM/5CSukZ7ctew/s200/europa.jpg" /></a><br />
</div></div>Estas formas recuerdan mucho a las que adopta el hielo marino y a las dorsales oceánicas en la Tierra. Se supone que bajo esa gruesa capa de hielo existe un océano de agua salada, incluso con una concentración de oxígeno mayor que la del agua marina terrestre. Las fuerzas de marea de Júpiter podrían general la suficiente energía en forma de calor para que así fuera, por lo que Europa es un firme candidado a albergar algún tipo de vida, y un seguro destino de más sondas en el futuro.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyLKucNkdHI/AAAAAAAABwM/5CSukZ7ctew/s1600-h/europa.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><br />
</a><br />
</div></div><div style="text-align: justify;">En Júpiter no hay actualmente ninguna sonda.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Saturno, el verdadero señor de los anillos.</b><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEPDVEjxfI/AAAAAAAABuc/T7xdtykoQow/s1600-h/PIA06193.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEPDVEjxfI/AAAAAAAABuc/T7xdtykoQow/s640/PIA06193.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Saturno se parece mucho a Júpiter aunque su masa es muy inferior. Es el menos denso de todos los planetas. Tanto es así que su densidad es menor que la del agua, por lo que podríamos decir que Saturno flota. En él las capas exteriores del gas que lo compone son menos vistosas, pero podemos encontrar franjas y turbulencias muy similares a las de su hermano mayor, aunque no tan vistosas.<br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEPNnoH7iI/AAAAAAAABuk/Uec6WbXkqa0/s1600-h/PIA09860.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEPNnoH7iI/AAAAAAAABuk/Uec6WbXkqa0/s200/PIA09860.jpg" /></a><br />
</div>Pero Saturno destaca entre todos los planetas por su fantástico sistema de anillos. Éste se compone de partículas independientes de hielo, nuevamente con abundancia de hielo de agua, de tamaños variables desde las microscópicas hasta de unos pocos metros. La concentración de elementos varía según el radio de las órbitas, habiendo zonas aparentemente huecas. Las partículas más grandes crean tirones gravitacionales locales que generan ligeras distorsiones en la forma interna de los anillos. El campo magnético del planeta afecta también a los anillos, creando en ellos zonas oscuras llamadas <i>spokes</i>. Su estructura es en cualquier caso mucho más compleja de lo que a priori parece. De hecho, en 2009 el telescopio espacial en infrarrojos <a href="http://www.spitzer.caltech.edu/">Spitzer</a> ha descubierto un nuevo y gran anillo mucho mayor que los ya conocidos.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;"><div style="text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEULYMNh2I/AAAAAAAABus/5Uoa9C8gATw/s1600-h/PIA06237.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEULYMNh2I/AAAAAAAABus/5Uoa9C8gATw/s200/PIA06237.jpg" /></a><br />
</div>Nos resulta imposible determinar el número de partículas que componen los anillos, a las que a cada una podríamos llamar satélite de Saturno. De todas formas, el planeta cuenta con unas 63 lunas, algunas de ellas de poco tamaño dentro o cerca de los anillos y de las que se dice <i>pastorean</i> los bloques que forman los anillos al hacerlos moverse a su paso y crear ondas de densidad.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Para añadir algo más a estos complejos anillos, en el 2005 la sonda Cassini descubrió que alrededor de ellos existe una ligera especie de atmósfera en su mayor parte compuesta por oxígeno molecular.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEYPm7UL7I/AAAAAAAABu0/ZnrWxMXlemw/s1600-h/PIA06236.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyEYPm7UL7I/AAAAAAAABu0/ZnrWxMXlemw/s200/PIA06236.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">El satélite más interesante de Saturno e incluso del Sistema Solar es sin ninguna duda <b>Titán</b>. Y no por ser el segundo mayor del Sistema Solar tras el joviano Ganimedes, sino por tener una importante atmósfera que se parece extraordinariamente a la que se cree tuvo la Tierra antes de que los seres vivos empezaran a transformarla, rica en nitrógeno y compuestos orgánicos. En su superficie existen ríos y lagos de hidrocarburos, el metano cae en forma de lluvia, los vientos moldean dunas viscosas también de hidrocarburos, parece ser que existe tectónica de placas y volcanes, pero que no escupen lava sino agua líquida mezclada con amonio que podría dar lugar a aminoácidos, que se cree forma un océano oculto bajo capas sólidas de hidrocarburos. En fin, un lugar que parece sacado de la ciencia-ficción pero con muchas semejanzas a nuestro propio planeta en sus primeras etapas. Tanto es así que Titán ya ha sido visitado por una sonda, la Huygens, que se posó sobre su superficie en 2005 obteniendo muy valiosa información. Y no será la última. En Titán podríamos encontrar muchas claves de cómo evolucionó la Tierra.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">En Satuno tenemos la sonda <a href="http://saturn.jpl.nasa.gov/index.cfm">Cassini</a>, en órbita.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Urano, el soso enigmático.</b><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFkYf3qvaI/AAAAAAAABu8/O7qGnx9yIvo/s1600-h/Uranus.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFkYf3qvaI/AAAAAAAABu8/O7qGnx9yIvo/s200/Uranus.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Seguimos con los planetas gigantes gaseosos y el siguiente tras Saturno es Urano, un planeta del que ya no disponemos de tanta información como de todos los anteriores, muchísimo más visitados por nuestras sondas. De hecho a Urano sólo ha viajado una, la <a href="http://voyager.jpl.nasa.gov/index.html">Voyager II</a>, que lo sobrevoló en 1986 y nos envió unas imágenes un tanto decepcionantes en las que no se observa más que un disco azulado homogéneo. Posteriormente con el <a href="http://hubblesite.org/">Telescopio Espacial Hubble</a> se ha conseguido ampliar la información, llegando a cifrarse ahora en 27 el número de satélites de Urano.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Urano resulta un planeta un tanto extraño porque además de sólo mostrar sus rasgos superficiales en longitudes de onda no visibles al ojo humano tiene su eje de rotación inclinado casi 90º respecto al plano de su órbita, es decir, que gira sobre sí mismo en vertical, de norte a sur, y de forma retórgrada, en sentido contrario al de su traslación, igual que ocurre en Venus como ya comentamos antes. No se sabe por qué es así, aunque se supone que hubo un violento choque con algún gran protoplaneta en los primeros tiempos del Sistema Solar que le hizo volcarse, por decirlo de algún modo.<br />
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFkqsyPaNI/AAAAAAAABvE/Dc2mfPu9zzE/s1600-h/o_Uranian_system_HST1997.lr.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFkqsyPaNI/AAAAAAAABvE/Dc2mfPu9zzE/s400/o_Uranian_system_HST1997.lr.jpg" /></a><br />
</div></div><div style="text-align: justify;"><br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFlCu0-R3I/AAAAAAAABvM/vgK9S3cwKLk/s1600-h/urano01.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFlCu0-R3I/AAAAAAAABvM/vgK9S3cwKLk/s200/urano01.jpg" /></a><br />
</div>En Urano deben existir importantes efectos estacionales, puesto que en su prolongado perríodo de traslación, de 84 años terrestres, uno de los polos permanece orientado al Sol mientras que el opuesto queda en sombra. Por lo demás, es similar en composición al resto de gigantes gaseosos y tiene también anillos similares a los de Saturno aunque mucho menores.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Sus satélites tampoco aportan mucha emoción. Ninguno de ellos tiene atmósfera.Tan sólo destacaremos que en Miranda, una luna bastante modesta de sólo 470 km de diámetro, existe el mayor acantilado del Sistema Solar, llamado <i>Verona Rupes</i>, con unos 20 km de altura.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">No hay ningún instrumento en Urano en la actualidad.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<br />
</div><div style="text-align: justify;"><b>Neptuno, el lejano planeta azul.</b><br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">El último planeta del Sistema Solar, y el último planeta gigante gaseoso es Neptuno. Como ocurre con Urano, lo que sabemos de él se basa principalmente en los datos enviados por la sonda Voyager II que también lo sobrevoló a toda velocidad, aunque en este caso fue en el año 1989.<br />
<br />
<div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyJijerwWsI/AAAAAAAABwE/SjG0f2N222Y/s1600-h/PIA00046.jpg" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyJijerwWsI/AAAAAAAABwE/SjG0f2N222Y/s640/PIA00046.jpg" /></a><br />
</div><br />
Es un planeta muy frío, ya que el Sol desde él no es más que un pequeño punto muy brillante. Aquí se dan vientos más fuertes que en cualquier otro lugar, con velocidades del orden de nada menos que de 2.000 km/h. No se comprende aún por qué, aunque es seguro que se alimentan del calor interno del planeta al irradiarse al exterior.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFpNBfjXMI/AAAAAAAABvc/49pBVP0AxTs/s1600-h/PIA00058.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFpNBfjXMI/AAAAAAAABvc/49pBVP0AxTs/s200/PIA00058.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">Se han observado nubes de aspecto de cirros formadas por metano, más elevadas que el manto de nubes general de color azul, que a su vez se divide en bandas paralelas al ecuador y donde se observan ciclones que recuerdan a los de Júpiter. Las capas externas se encuentran a una temperatura verdaderamente fría, a -210ºC.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div style="text-align: justify;">Tambien existen anillos, aunque extremadamente débiles en brillo y con zonas más definidas, como formando segmentos de arco, que parece ser están desapareciendo en poco tiempo no se sabe realmente por qué. Estos anillos se cree están formados por partículas de polvo y no de hielo a diferencia de los sistemas de anillos de los anteriores planetas, y por el motivo que sea no se encuentran en equilibrio, estado en estos momentos desintegrándose.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFq3S9i43I/AAAAAAAABvk/hrPbCLvfv18/s1600-h/759px-Neptune_ring_arcs.jpg" imageanchor="1" style="clear: right; float: right; margin-bottom: 1em; margin-left: 1em;"><img border="0" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SyFq3S9i43I/AAAAAAAABvk/hrPbCLvfv18/s200/759px-Neptune_ring_arcs.jpg" /></a><br />
</div><div style="text-align: justify;">En la actualidad se conocen 13 satélites de Neptuno, entre los que destaca especialmente Tritón, de tamaño considerable y una geología activa que produce géiseres de nitrógeno. Presenta rotación retrógrada, algo excepcional entre los satélites planetarios, por lo que se cree que Tritón fue un planeta enano capturado gravitacionalmente por Neptuno, similar además al famoso y ya rebajado de categoría Plutón, por cierto, aún inexplorado y al que llegará la sonda <a href="http://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/main/index.html">New Horizons</a> en 2015, actualmente en travesía. <br />
</div><div style="text-align: justify;"><span style="font-size: x-small;"><br />
</span><br />
</div><div style="text-align: justify;"><span style="font-size: x-small;"><span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;">Créditos de las imágenes: </span><a href="http://www.nasa.gov/" style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;">NASA</a><span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;"> y/o </span><a href="http://www.esa.int/esaCP/index.html" style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;">ESA</a><span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;">.</span></span><br />
</div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com2tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-2755602351132528362009-12-06T22:15:00.019+01:002009-12-08T13:18:02.561+01:00¿Dónde estamos?<div style="text-align: justify;">Antes de nada quizás sea lo mejor dar una visión global de cómo entendemos nuestra ubicación en el Cosmos. Son unos cuantos conceptos muy básicos de partida, pero importantes para hacernos una composición de lugar, y creo que no está de más hacer un breve recordatorio de ellos.<br />
</div><div style="text-align: justify;"><br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxgWgLGC1GI/AAAAAAAABpY/vxuKrjWfOr8/s1600-h/LaTierra.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411099694275417186" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxgWgLGC1GI/AAAAAAAABpY/vxuKrjWfOr8/s400/LaTierra.jpg" style="display: block; height: 400px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a><br />
<span style="color: black; font-weight: bold;"></span><br />
<br />
<span style="color: black; font-weight: bold;">El Sistema Solar</span><br />
<br />
<div style="text-align: justify;"><a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlgwIWWWyI/AAAAAAAABp4/oyf8c2x-aXo/s1600-h/planetalignment_white.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411462807253572386" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlgwIWWWyI/AAAAAAAABp4/oyf8c2x-aXo/s200/planetalignment_white.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 134px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>Vivimos en el tercer planeta en orden de cercanía a la estrella que llamamos Sol. Nos gana en cercanía Mercurio, un planeta de aspecto muy similar a nuestra Luna y no mucho más grande que ella, con unas temperaturas que van del calor extremo en su cara soleada al frío más brutal en su cara nocturna, y Venus, un sitio de lo más inhóspito ya que su atmósfera rica en CO2 lo recalienta por efecto invernadero, se producen vientos nunca vistos aquí, y la lluvia no es de agua, sino de ácido sulfúrico. No hemos hecho más que empezar y estamos hablando ya de lugares muy extraños. Ambos planetas los podemos ver como si fueran estrellas brillantes, sobre todo Venus, al anochecer o bien al amanecer, dependiendo de la época del año. Y si los miramos con un telescopillo cualquiera, veremos que presentan fases, como la Luna, determinadas por su posición y la de la Tierra respecto al Sol.<br />
</div><br />
<div style="text-align: justify;"><a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxliF9El33I/AAAAAAAABqA/96pKDtzchLM/s1600-h/Earth_Moon.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411464281695051634" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxliF9El33I/AAAAAAAABqA/96pKDtzchLM/s200/Earth_Moon.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 200px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 199px;" /></a>La Luna es nuestro satélite natural, una especie de piedra gigante, inerte y sin atmósfera que nos acompaña a unos 380.000 km de altura. Se da la coincidencia de que parece tener el mismo tamaño aparente que el Sol cuando la vemos desde La Tierra, lo cual a buen seguro ha despistado mucho a la humanidad. El Sol sin embargo es tan grande en comparación que si lo pusiéramos en el lugar de la Luna, alcanzaría y sobrepasaría con creces la distancia a la Tierra, que quedaría dentro de él. La propia Tierra tiene un tamaño muy modesto si la comparamos con nuestra estrella madre: en volumen, dentro del Sol cabrían 1.300 billones de planetitas Tierra.<br />
</div><br />
<div style="text-align: justify;">Para hacernos una idea más visual de los tamaños relativos, imaginemos que la Luna tuviera el diámetro de un céntimo de euro. A esta escala, la Tierra se podría comparar al tamaño de una pelota de tenis, y el Sol sería una gigantesca esfera de unos 7 m de diámetro.<br />
<br />
En cuanto a las distancias, el Sol se encuentra a unos 150 millones de km de la Tierra. Si mantenemos la escala anterior y suponemos que el Sol tiene 7,5 m de diámetro, la Tierra sería una pelota de tenis girando a unos 750 m, como 7 veces la longitud de un campo de fútbol, o de 32 pistas de tenis.<br />
</div><br />
<div style="text-align: justify;">Como podemos ir adivinando, el espacio se asemeja mucho a un inmenso vacío.<br />
<br />
Ya más alejados del Sol que la Tierra encontramos otros 5 planetas: Marte, el que en más cosas se parece al nuestro, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.<br />
</div><br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlfeC-vmNI/AAAAAAAABpw/UwPBlUIqJWQ/s1600-h/Planetas_2008.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411461397063112914" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlfeC-vmNI/AAAAAAAABpw/UwPBlUIqJWQ/s400/Planetas_2008.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 225px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a><br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlkhbrUGjI/AAAAAAAABqQ/Adyq1_7-1d0/s1600-h/jupiterIo_cassini_full.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411466952790252082" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxlkhbrUGjI/AAAAAAAABqQ/Adyq1_7-1d0/s200/jupiterIo_cassini_full.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 194px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>Estos cuatro últimos son mucho mayores que los demás, destacando especialmente Júpiter. Son sin embargo mundos que nada tienen que ver con el nuestro: para empezar no hay suelo... solo atmósfera cada vez más y más densa y caliente conforme nos adentramos, pero sin suelo. En cambio, son planetas que cuentan con decenas de satélites a su alrededor, una flota de pequeños y variados mundos en los que podemos encontrar desde océanos bajo gruesas capas de hielo, hasta volcanes o huellas de antiguos impactos cataclísmicos. Otra de sus características es que tienen anillos a su alrededor. Anillos formados por pequeños bloques de hielo. Los más conocidos son los de Saturno, cuyo complejo sistema de anillos es digno de que todos lo podamos ver al menos alguna vez al telescopio.<br />
<br />
Más allá de Neptuno seguimos aún descubriendo cada vez más <a href="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxgZA8R4tFI/AAAAAAAABpg/UNYv8aOuJ9o/s1600-h/cassini_saturn_2.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411102456257492050" src="http://2.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxgZA8R4tFI/AAAAAAAABpg/UNYv8aOuJ9o/s200/cassini_saturn_2.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 200px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>acompañantes del Sol. Cuerpos lejanos de tamaño menor que nuestra Luna, con formas incluso irregulares. Son los que se han venido a llamar "planetas enanos". El más conocido es Plutón. Son mundos fríos, rocosos, y de los que aún conocemos relativamente poco.<br />
<br />
Pero además de planetas, hay en el sistema solar otros astros: los asteroides y los cometas. Son cuerpos pequeños (del tamaño de la Península Iberica al de un pedrusco) con órbitas que pueden ser muy alejadas del círculo o incluso hiperbólicas. Los cometas se equiparan a "grandes bolas de nieve sucia" en palabras de Carl Sagan, y cuando se acercan lo suficiente al Sol parte de su material se sublima pudiendo generar larguísimas colas a su paso. A veces la Tierra atraviesa algún rastro de pequeñas partículas que una vez soltara algún cometa, pudiendo entonces nosotros observar una lluvia de estrellas fugaces al entrar en nuestra atmósfera a gran velocidad.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxgcv5ABobI/AAAAAAAABpo/daNlKU0d65s/s1600-h/mcnaught_guisard_big.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411106561366008242" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxgcv5ABobI/AAAAAAAABpo/daNlKU0d65s/s400/mcnaught_guisard_big.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 267px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>El planeta más alejado del Sol, Neptuno, se encuentra a unos 4.500 millones de km de distancia, 210 veces la longitud de un campo de fútbol a la escala que estamos comentando. Como vemos, el km es una unidad de medida poco útil en Astronomía. ¡Y todavía no hemos salido del Sistema Solar!<br />
<br />
Para medir distancias en el Sistema Solar se adopta una unidad de medida más cómoda: la Unidad Astronómica (UA), correspondiente a la distancia del Sol a la Tierra, y equivalente por tanto a unos 150 millones de km. Así, Neptuno dista del Sol unas 30 UA, y el Sol de la Tierra, justo a 1 UA.<br />
<br />
<span style="font-weight: bold;">Más allá del Sistema Solar</span><br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxqIIEYIKeI/AAAAAAAABqY/QwFX-DO6cP4/s1600-h/proxima.gif" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5411787574434343394" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxqIIEYIKeI/AAAAAAAABqY/QwFX-DO6cP4/s400/proxima.gif" style="cursor: pointer; float: right; height: 170px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>Pero incluso esta medida se nos va a quedar corta enseguida. Si salimos del Sistema Solar, la primera estrella a la que llegaríamos sería el complejo de Alfa Centauri.... que no es una, sino ¡tres estrellas girando entre sí! La más cercana actualmente a nosotros es Próxima Centauri, y en km su lejanía marea: 39,7 billones de km, o 26.500 UA. El salto en la escala de distancias que acabamos de encontrar es verdaderamente enorme. Por ello, para hablar de distancias más allá del Sistema Solar se necesita otra unidad diferente incluso de la Unidad Astronómica que tan grande parecía.<br />
<br />
Sabemos que la luz no tiene una velocidad infinita, aunque lo parezca en nuestra vida cotidiana. En el vacío se desplaza a una velocidad que se redondea en 300.000 km cada segundo. En un segundo podría dar 7,5 vueltas al ecuador de la Tierra. Muy rápida, pero ¿cuánto tardará la luz en llegarnos desde Próxima Centauri? Nada menos que unos 4,2 años. Por eso decimos que la estrella Próxima Centauri se encuentra a 4,2 años-luz del Sol, adoptando así el año-luz como patrón de medida de distancias interestelares, que equivale a la distancia recorrida por la luz en un año. Un año-luz mide por tanto una longitud equivalente a 9.460.500.000.000 km.<br />
<br />
Esto de la velocidad limitada de la luz tiene una derivación importantísima. En nuestra vida aquí en la Tierra las distancias que manejamos son tan cortas que la luz parece moverse con velocidad infinita, y que las cosas las vemos en el mismo instante en que acontecen. Sin embargo, en cuanto salimos de la Tierra las distancias ya vemos que se convierten en difíciles de concebir, y a la luz le cuesta ya un tiempo medible recorrerlas. Eso implica que cuando vemos un astro lo estamos haciendo con la luz que en ese momento recibamos, que puede llevar viajando años hasta llegar a nosotros, por lo que estaremos recibiendo una imagen en diferido, antigua, tanto más cuanto más lejos se encuentre de nosotros el astro observado.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwdqYIzFgI/AAAAAAAABro/hpWOvirqPig/s1600-h/Ecliptic.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412233466063558146" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwdqYIzFgI/AAAAAAAABro/hpWOvirqPig/s200/Ecliptic.jpg" style="cursor: pointer; float: right; height: 140px; margin: 0pt 0pt 10px 10px; width: 200px;" /></a>De modo que mirar al firmamento es siempre como mirar al pasado. De hecho, hay detalles en los que no solemos caer, pero que son curiosos. Por ejemplo, la luz del Sol tarda unos 8 minutos en llegar a la Tierra. De esta forma, cuando estemos viendo salir el Sol por el horizonte, estaremos viendo en realidad una imagen del Sol con 8 minutos de atraso respecto a su posición real. El Sol ya habrá sobrepasado el horizonte cuando aún lo estemos viendo asomar tras él.<br />
<br />
Lo que en distancias relativamente cortas no pasa de anecdótico, si pasamos a distancias enormes implica que estaremos viendo imágenes de hace incluso miles de millones de años, como fósiles del Universo en su juventud. Menudo comecocos :)<br />
<br />
Pero no corramos. Estábamos en la estrella Próxima Centauri y en esos 4 y pico años luz a los que se encuentra. Resulta que las estrellas que vemos en el firmamento a simple vista son todas estrellas cercanas al Sol. En un momento dado de una noche, podríamos llegar a contar aproximadamente 2.000 estrellas, a distancias del orden de decenas y algunas centenas de años luz. Si utilizamos unos simples prismáticos comprobamos enseguida que esa cantidad crece en gran número, pudiendo llegar a ver muchos miles de estrellas, más débiles y más lejanas.<br />
<br />
<a href="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxwb-zkjvOI/AAAAAAAABrg/R7UEAklXkhc/s1600-h/full_tif.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412231618001878242" src="http://1.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxwb-zkjvOI/AAAAAAAABrg/R7UEAklXkhc/s400/full_tif.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 200px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>Estamos rodeados de estrellas por todas partes, pero no de una forma homogénea. Hay en el cielo una franja blanquecina que los romanos llamaron Via Láctea, donde al dirigir nuestros instrumentos ópticos vemos que aumenta la cantidad de estrellas.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwFYg5zA9I/AAAAAAAABqw/HTEzfO0zbow/s1600-h/MilkyWayRoad_landolfi.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412206770899846098" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwFYg5zA9I/AAAAAAAABqw/HTEzfO0zbow/s400/MilkyWayRoad_landolfi.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 400px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 267px;" /></a><br />
<span style="font-weight: bold;">La Vía Láctea</span><br />
<br />
Y es que todas las estrellas que podemos ver, incluido nuestro Sol, pertenecen a una misma estructura colosalmente grande. Se trata de nuestra galaxia, llamada Via Láctea recordando el nombre que romano de esa franja lechosa que corresponde al plano central de la galaxia. Todas las estrellas que podemos ver tanto a ojo desnudo como con prismáticos y telescopios no profesionales pertencen a la Via Láctea, estén en la dirección que estén.<br />
<br />
Se calcula que nuestra galaxia contiene nada menos que entre 200 mil y 400 mil millones de estrellas. Un número realmente impresionante de estrellas, de las cuales el Sol es una más, ni especialmente joven ni vieja, ni grande ni pequeña. Como hemos comentado ya, las estrellas no están precisamente cercanas entre sí, salvo en sistemas dobles que son por cierto muy frecuentes, o en triples. Entonces es lógico que para albergar tal cantidad de estrellas la Vía Láctea tenga unas dimensiones no menos impresionantes.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxtvz636uWI/AAAAAAAABqo/aLpvVcNbn3M/s1600-h/ngc253wide_hst.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412042314983586146" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/Sxtvz636uWI/AAAAAAAABqo/aLpvVcNbn3M/s400/ngc253wide_hst.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 276px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>En primer lugar, la Vía Láctea tiene una forma de disco eminentemente plano en el que giran unos brazos en espiral. El diametro del disco se estima en unos 100.000 años luz. En su centro el plano se ensancha y adquiere una forma abultada, llamada bulbo. Las estrellas y otros tipos de astros sobre los que trataremos en otro momento giran alrededor del centro de la galaxia, con tendencia a ir acercándose al centro galactico con el transcurso del tiempo. Las estrellas por lo general se crean en zonas ricas en polvo y gases, hidrógeno sobre todo, en los brazos espirales, en regiones llamadas nebulosas. Al principio las estrellas suelen brillar intensamente, con color azul, mientras que con el paso del tiempo su luz va pasando al amarillo y después al rojo. También hablaremos de eso más adelante, y de la forma de la galaxia y de sus movimientos. Hay mucho tema interesante del que hablar.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwHcSwscrI/AAAAAAAABq4/1tOnFKz1fWg/s1600-h/381530main_MilkyWay-full_full.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412209034846302898" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwHcSwscrI/AAAAAAAABq4/1tOnFKz1fWg/s400/381530main_MilkyWay-full_full.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 400px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>El Sol, y la Tierra casi pegada a él a la distancia raquítica de 1 UA, se encuentra dentro de uno de los brazos de la espiral, en concreto en el llamado brazo de Orión, a una distancia de unos 55.000 años luz del centro galáctico (un poco más de la mitad del radio de la galaxia) y bastante aproximado al plano medio del disco si consideramos una sección transversal. Tarda unos 250 millones de años en dar una vuelta completa a la Via Láctea, por lo que ha dado ya unas 20 vueltas contando con que la edad estimada del Sol es de unos 5.000 millones de años.<br />
<br />
Si pudiéramos salvar la inmensa distancia necesaria para poder ver desde fuera la Vía Láctea, nuestro planeta y nuestro Sol serían imperceptibles, inmersos en un mar de estrellas con forma espiral.<br />
<br />
<span style="font-weight: bold;">Las galaxias</span><br />
<br />
Pero en el Universo hay miles de millones de galaxias, no sólo la nuestra. Y si las galaxias tienen unas dimensiones tan vastas, las distancias entre ellas lo son aún más. El espacio entre galaxias es lo más aproximado que hay en la naturaleza a los conceptos de vacío, frío y oscuridad.<br />
<br />
Si miramos en la dirección correcta en una noche sin luna y desde un lugar libre de contaminación lumínica, en la constelación de Andrómeda podremos llegar a distinguir a simple vista una tenue mancha blanquecina y difusa. Se trata de la Galaxia de Andrómeda o M31, vecina de la Vía Láctea, pero separada nada menos que 2,2 millones de años luz. Otro gran salto en nuestra pretensión de dar escala al Universo.<br />
<br />
<a href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwLQA6xEiI/AAAAAAAABrY/jpkdEaYjE0w/s1600-h/M31_hallas.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412213221944791586" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwLQA6xEiI/AAAAAAAABrY/jpkdEaYjE0w/s400/M31_hallas.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 267px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a>Resulta que la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda son las dos galaxias mayores de un grupo de unas 30 asociadas gravitacionalmente entre sí llamado Grupo Local. Como vemos, no sólo los planetas se asocian con estrellas, sino éstas entre sí formando sistemas estelares a pequeña escala, formando galaxias a gran escala, e incluso entre galaxias formando grupos y cúmulos de galaxias. La cantidad de galaxias es tal que la sucesión no termina aquí, existiendo también supercúmulos de galaxias. El Grupo Local se aproxima al Cúmulo de Galaxias de Virgo, estando ambos integrados en el Supercúmulo de Virgo... y quién sabe hasta dónde.<br />
<br />
<a href="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwKjmzSWAI/AAAAAAAABrQ/SU5BorZZ5DQ/s1600-h/HSTUltra_Deep.jpg" onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}"><img alt="" border="0" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5412212459019851778" src="http://3.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/SxwKjmzSWAI/AAAAAAAABrQ/SU5BorZZ5DQ/s400/HSTUltra_Deep.jpg" style="cursor: pointer; display: block; height: 400px; margin: 0px auto 10px; text-align: center; width: 400px;" /></a><br />
<span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;"> <span style="font-weight: bold;">IMÁGENES:</span><br />
1- La Tierra desde una de las ventanas del módulo de mando de la misión <a href="http://www.apolloarchive.com/apollo_gallery.html">Apollo XVII</a>, tomada durante el regreso desde la Luna en 1972. NASA.<br />
2- Conjunción de la Luna, Venus y Mercurio junto a los radiotelescopios interferométricos del <a href="http://www.narrabri.atnf.csiro.au/">ATCA</a>, en Australia. </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">© Graeme L. White y Glen Cozens.<br />
</span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">3- La Tierra y la Luna, fotografiadas juntas desde una distancia de 6,2 millnes de km por la sonda no tripulada <a href="http://solarsystem.nasa.gov/galileo/?CFID=47704090&CFTOKEN=9ea9519484309ee1-65D88D9C-C23B-9AB8-8EB6070889BFA92C">Galileo</a> durante su viaje al planeta Júpiter, en 1992. NASA.<br />
</span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">4- Los principales cuerpos del Sistema Solar, a escala de tamaños, no de distancias. NASA.<br />
</span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">5- Júpiter con su satélite Io eclipsando parte de su capa externa de nubes. A destacar la Gran Mancha Roja, un ciclón que perdura en Júpiter al menos desde hace 300 años. Su tamaño varía entre dos y tres veces el diámetro de la Tierra. Fotografía obtenida por la sonda no tripulada <a href="http://saturn.jpl.nasa.gov/">Cassini</a> durante su viaje a Saturno, en el año 2000. Esta sonda aún hoy permanece operativa en órbita de este planeta. NASA.<br />
</span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">6- El planeta Saturno y parte de su sistema de anillos, fotografiado por la sonda Cassini. NASA.<br />
7- El cometa McNaught sobre Santiago de Chile en 2007. © </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">Stéphane Guisard.<br />
8- La estrella Proxima Centauri, la más cercana al Sol, fotografiadas en diferentes años. Su posición cambia de forma muy clara respecto al fondo de estrellas más lejanas, cuyo movimiento resulta aquí inapreciable.</span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;"> © </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;"> Steve Quirk.<br />
9- El Sol saliendo tras la Luna, desde la sonda no tripulada <a href="http://www.cmf.nrl.navy.mil/clementine/">Clementine</a>. Son visibles también los planetas Saturno, Marte y Mercurio de derecha a izquierda. NASA.<br />
10- Campo repleto de de estrellas, por el <a href="http://hubblesite.org/">Telescopio Espacial Hubble</a>. NASA.<br />
11-Via Lactea. </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">© </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">Larry Landolfi<br />
12- Región de la galaxia NGC 253, situada a 13 millones de años-luz, fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble.<br />
13- Recreación artística de la estructura de la Vía Láctea, espiral barrada con dos brazos prominentes y otros brazos menores, según las interpretaciones recientes de los datos obtenidos por el telescopio espacial en infrarrojo <a href="http://www.spitzer.caltech.edu/">Spitzer</a>. NASA.<br />
14- La Galaxia de Andrómeda, a 2,2 millones de años luz de la Vía Láctea. </span><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;">©</span><span style="font-size: 85%;"><span style="font-family: arial;"><span style="font-family: trebuchet ms; font-size: 100%;"> Tony Hallas.<br />
15- Galaxias, galaxias y más galaxias... hasta unas 10.000 en esta imagen conseguida por el Telescopio Espacial Hubble durante un tiempo de exposición extraordinariamente largo de 11,3 días. La franja de cielo fotografiada es muy pequeña, del orden de una décima parte del diámetro apararente de la Luna.</span><br />
</span></span><br />
</div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-8606539885376528274.post-39014672377097982892009-12-03T12:17:00.002+01:002010-04-05T09:33:03.368+02:00Propósito del blog<div style="text-align: justify;"><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7mSE5X1e8I/AAAAAAAACG4/k6yT5zIwY0o/s1600/paranal_vialactea_laser.lr.jpg"><img style="float: right; margin: 0pt 0pt 10px 10px; cursor: pointer; width: 200px; height: 163px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_aX78v-Q1I-E/S7mSE5X1e8I/AAAAAAAACG4/k6yT5zIwY0o/s200/paranal_vialactea_laser.lr.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5456553036353993666" border="0" /></a>A veces tengo puntazos de chalado, así que de vez en cuando se me ha pasado por la imaginación que fuera posible trasladarme en el tiempo y poder sentarme a hablar con algún pensador o científico que haya sido clave en la Historia. Pienso en los avances tecnológicos y científicos con los que vivimos hoy y en cómo contárselos, y entonces empiezo a tener la sensación de ser un ignorante absoluto a pesar de haber estudiado todo lo que me han puesto delante y tirarme hasta los veintipico años en ello. Te dan pinceladas de algunas cosas, después te "especializas" en algo concreto, y a buscar trabajo. Así funcionamos.<br /></div><div style="text-align: justify;"><br />Si no eliges "especializarte" en ello, se nos quedan sin entender cosas tan cotidianas como el proceso que hace funcionar un televisor, que de ondas que lo atraviesan casi todo aparezcan imágenes, y de que en un enchufe obtengamos la energía necesaria.<br /><br />Supongo que se debe a que la mayoría de las cosas precisan de una extensa explicación, que no es fácil ni de entender ni de hacerse entender, y por tanto se tiene que quedar fuera de los currículos de los sistemas educativos, más pendientes de las estadísticas y de regalar portátiles en el mejor de los casos que de entrar en profundidades.<br /><br />Sin embargo, también es cierto que disponemos de tal cantidad de fuentes de información que cualquier persona podría llegar a saber casi de todo de forma autodidacta; quizás cayendo en algunos errores, o quedándonos en explicaciones incompletas, pero al menos uno sí que tiene la sensación de poder llegar hasta el final si se lo propone.<br /><br />En mi caso, salvo cuando me da por pensar en esa conversación tan frustante con, por ejemplo, Aristóteles, no estoy por aprenderlo todo como si me hubieran sacado del Renacimiento. Me he centrado desde hace tiempo en saber de Astronomía. Por mis medios y con mis limitaciones, pero al menos sí que uno nota que tiene claros conceptos que quedan ajenos por completo a lo habitual en un tipo con una formación no especializada. Y no es tan difícil hacerse cargo de muchas cosas hasta que llegas a un nivel de complejidad que implique una base avanzada. Se puede avanzar mucho sólo con proponérselo.<br /><br />De modo que me he propuesto poner las cosas un poco más fáciles a alguien que, como yo, quiera dar un pasito más en saber sobre Astronomía algo más de lo que le han enseñado, que por cierto seguro que es poco aunque haya terminado Bachillerato. De todas formas, habrá temas que cuente bajo mi modo personal de verlos y por tanto, que se abran a debate. En fin, la Astronomía, una ciencia tan ignorada como apasionante.<br /></div>Anonymoushttp://www.blogger.com/profile/16384638458442138007noreply@blogger.com6